আমরা প্রত্যেকে তার জীবনে কমপক্ষে একবার তারার আকাশের দিকে তাকাতে থাকি। কেউ এই সৌন্দর্যের দিকে তাকিয়েছিল, রোমান্টিক অনুভূতি অনুভব করছে, অন্য কেউ বোঝার চেষ্টা করেছিল যে এই সমস্ত সৌন্দর্যটি কোথা থেকে এসেছে। মহাকাশে জীবন, আমাদের গ্রহের জীবনের চেয়ে পৃথক, একটি ভিন্ন গতিতে প্রবাহিত। বাইরের মহাকাশের সময়টি তার নিজস্ব বিভাগগুলিতে বাস করে, মহাবিশ্বে দূরত্ব এবং আকারগুলি বিশাল। গ্যালাক্সি এবং তারার বিবর্তন আমাদের চোখের সামনে ক্রমাগত সংঘটিত হচ্ছে, এমনটি সম্পর্কে আমরা খুব কমই ভাবি। বিস্তৃত জায়গার প্রতিটি বস্তু নির্দিষ্ট শারীরিক প্রক্রিয়ার ফলাফল। গ্যালাক্সি, তারা এবং এমনকি গ্রহের বিকাশের বড় ধাপ রয়েছে।

আমাদের গ্রহ এবং আমরা সবাই আমাদের তারার উপর নির্ভরশীল। কতক্ষণ সূর্য আমাদের উষ্ণতায়, সৌরজগতে জীবন নিঃশ্বাস নিয়ে আনন্দিত করবে? ভবিষ্যতে আমাদের কয়েক মিলিয়ন-বিলিয়ন বছর ধরে কী অপেক্ষা করছে? এক্ষেত্রে, জ্যোতির্বিদ্যা সংক্রান্ত বস্তুগুলির বিবর্তনের পর্যায়েগুলি, নক্ষত্রগুলি কোথা থেকে আসে এবং কীভাবে রাতের আকাশে এই বিস্ময়কর আলোকসজ্জার জীবন শেষ হয় সে সম্পর্কে আরও জানতে আগ্রহী।

তারার উত্স, জন্ম এবং বিবর্তন

আমাদের মিল্কিওয়ে ছায়াপথ এবং সমগ্র মহাবিশ্বে যে নক্ষত্র এবং গ্রহ রয়েছে তাদের বিবর্তন বেশিরভাগ অংশের জন্য, ভালভাবে অধ্যয়ন করা হয়েছে। মহাশূন্যে পদার্থবিজ্ঞানের আইনগুলি অচল, যা মহাশূন্য বস্তুর উত্স বুঝতে সহায়তা করে। এক্ষেত্রে বিগ ব্যাংয়ের তত্ত্বের উপর নির্ভর করা মেনে নেওয়া হয়, যা এখন মহাবিশ্বের উত্থানের প্রক্রিয়া সম্পর্কে প্রভাবশালী মতবাদ। যে ঘটনাটি মহাবিশ্বকে নাড়া দিয়েছে এবং মহাজাগতিক মানদণ্ড দ্বারা মহাবিশ্বের গঠনের দিকে পরিচালিত করেছিল তা দ্রুত বজ্রপাত করছে। স্থানের জন্য, কোনও তারার জন্ম থেকে তার মৃত্যুর মুহূর্তগুলি চলে যায়। দুর্দান্ত দূরত্ব মহাবিশ্বের স্থিরতার মায়া তৈরি করে। দূরত্বে ভাসমান একটি তারা কোটি কোটি বছর ধরে আমাদের জন্য জ্বলজ্বল করে, যদিও এর আর অস্তিত্ব থাকতে পারে।

গ্যালাক্সি এবং তারার বিবর্তনের তত্ত্বটি বিগ ব্যাং তত্ত্বের বিকাশ। নক্ষত্রের জন্মের ও নক্ষত্রের উত্সের তত্ত্বটি যা ঘটছে তার মাপকাঠিতে এবং সময়সীমার মধ্যে পৃথক পৃথক, যা সমগ্র বিশ্বজগতের বিপরীতে আধুনিক বিজ্ঞানের দ্বারা দেখা যায়।

তারকাদের জীবনচক্র অধ্যয়ন করা আমাদের নিকটতম নক্ষত্রের উদাহরণ ব্যবহার করেই সম্ভব। আমাদের দর্শনক্ষেত্রের একশো ট্রিলিয়ন তারার মধ্যে সূর্য sun এছাড়াও, পৃথিবী থেকে সূর্যের দূরত্ব (দেড় মিলিয়ন কিমি) সৌরজগৎ ছাড়াই বস্তুটি অধ্যয়নের এক অনন্য সুযোগ সরবরাহ করে। প্রাপ্ত তথ্যগুলি আমাদের অন্যান্য তারা কীভাবে সাজানো হয়েছে, কীভাবে এই বিশাল তাপীয় উত্সগুলি দ্রুত কমে যায়, কোনও তারার বিকাশের পর্যায়গুলি কী এবং এই উজ্জ্বল জীবনের চূড়ান্ত কী হবে - শান্ত এবং ম্লান বা ঝকঝকে, বিস্ফোরক বিশদটি বুঝতে আমাদের অনুমতি দেবে।

বিগ ব্যাংয়ের পরে, ক্ষুদ্র কণাগুলি আন্তঃকেন্দ্র মেঘ গঠন করেছিল, যা কোটি কোটি তারার "প্রসূতি হাসপাতাল" হয়ে ওঠে। এটি বৈশিষ্ট্যযুক্ত যে সমস্ত নক্ষত্র সংকোচন এবং প্রসারণের ফলে একই সময়ে জন্মগ্রহণ করেছিল। মেঘের মধ্যে মহাজাগতিক গ্যাসের সংকোচনতা তার নিজস্ব মাধ্যাকর্ষণ এবং আশেপাশের নতুন তারায় অনুরূপ প্রক্রিয়াগুলির প্রভাবে উত্থিত হয়েছিল। আন্তঃকেন্দ্রীয় গ্যাসের অভ্যন্তরীণ চাপ এবং গ্যাস মেঘের অভ্যন্তরে চৌম্বকীয় ক্ষেত্রগুলি থেকে প্রসারণটি উদ্ভূত হয়েছিল। মেঘটি তার ভর কেন্দ্রের চারপাশে অবাধে ঘোরে।

বিস্ফোরণের পরে গঠিত গ্যাস মেঘগুলি 98% পারমাণবিক এবং আণবিক হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম সমন্বয়ে গঠিত। এই ম্যাসিফটিতে কেবল 2% হ'ল ধুলো এবং শক্ত অণুবীক্ষণিক কণা। পূর্বে এটি বিশ্বাস করা হত যে কোনও নক্ষত্রের কেন্দ্রে আয়রনের মূল থাকে যা একটি মিলিয়ন ডিগ্রি তাপমাত্রায় উত্তপ্ত থাকে। এই দিকটিই নক্ষত্রের বিশাল দৈত্যকে ব্যাখ্যা করেছিল।

শারীরিক শক্তির বিরোধিতায়, সংকোচনের শক্তিগুলি প্রাধান্য পেয়েছিল, যেহেতু শক্তি প্রকাশের ফলে প্রাপ্ত আলো গ্যাস মেঘের মধ্যে প্রবেশ করে না। হালকা, একসাথে প্রকাশিত শক্তির একটি অংশের সাথে বাইরের দিকে ছড়িয়ে পড়ে, একটি সাবজারো তাপমাত্রা এবং গ্যাসের ঘন সঞ্চয়ের অভ্যন্তরে একটি নিম্নচাপ অঞ্চল তৈরি করে। এই অবস্থায় থাকা অবস্থায় মহাজাগতিক গ্যাসটি দ্রুত সংকুচিত হয়, মহাকর্ষীয় আকর্ষণগুলির শক্তির প্রভাব এই সত্যকে নিয়ে যায় যে কণাগুলি স্টার্লার পদার্থের গঠন শুরু করে। যখন গ্যাসের সঞ্চিতি ঘন হয়, তীব্র সংকোচনের ফলে একটি তারকা ক্লাস্টার তৈরি হয়। যখন গ্যাস মেঘের আকার ছোট হয়, তখন সংক্ষেপণের ফলে একটি একক তারা তৈরি হয়।

যা ঘটছে তার একটি সংক্ষিপ্ত বিবরণ হ'ল ভবিষ্যতের তারকাটি দুটি ধাপের মধ্য দিয়ে যায় - একটি প্রোটোস্টারের রাজ্যে দ্রুত এবং ধীর সংকোচন। সহজ এবং বোধগম্য ভাষায়, দ্রুত সংক্ষেপণ হ'ল একটি প্রোটোস্টারের কেন্দ্রের দিকে স্টার্লার পদার্থের পতন। প্রোটোস্টারের গঠিত কেন্দ্রের পটভূমির বিরুদ্ধে ইতিমধ্যে ধীর সংকোচনের ঘটনা ঘটে। পরবর্তী কয়েক হাজার কয়েক বছরে, নতুন গঠন আকারে সঙ্কুচিত হয় এবং এর ঘনত্ব কয়েক মিলিয়ন গুণ বেড়ে যায়। ধীরে ধীরে, স্টার্লার পদার্থের উচ্চ ঘনত্বের কারণে প্রোটোস্টার অস্বচ্ছ হয়ে ওঠে এবং চলমান সংক্ষেপণ অভ্যন্তরীণ প্রতিক্রিয়ার প্রক্রিয়াটিকে ট্রিগার করে। অভ্যন্তরীণ চাপ এবং তাপমাত্রার বৃদ্ধি তার মাধ্যাকর্ষণ কেন্দ্রের ভবিষ্যতের তারকা গঠনের দিকে পরিচালিত করে।

প্রোটোস্টার লক্ষ লক্ষ বছর ধরে এই রাজ্যে থেকে যায়, আস্তে আস্তে তাপ ছেড়ে দেয় এবং ধীরে ধীরে সঙ্কুচিত হয়, আকারে হ্রাস পাচ্ছে। ফলস্বরূপ, একটি নতুন তারাটির রূপরেখাগুলি বর্ণিত হয় এবং এর ঘনত্ব জলের ঘনত্বের সাথে তুলনামূলক হয়ে ওঠে।

আমাদের তারার গড় ঘনত্ব 1.4 কেজি / সেমি 3 - লবণাক্ত মৃত সাগরের পানির ঘনত্বের প্রায় সমান। কেন্দ্রে, সূর্যের ঘনত্ব 100 কেজি / সেমি 3। তারার পদার্থ তরল অবস্থায় নয়, প্লাজমা আকারে।

প্রায় 100 মিলিয়ন কে-এর প্রচণ্ড চাপ এবং তাপমাত্রার প্রভাবের অধীনে, হাইড্রোজেন চক্রের তাপীয় পারমাণবিক প্রতিক্রিয়া শুরু হয়। সংকোচন বন্ধ হয়ে যায়, মহাকর্ষের শক্তি হাইড্রোজেনের একটি তাপীয় জ্বলনে রূপান্তরিত হলে বস্তুর ভর বৃদ্ধি পায়। এই মুহুর্ত থেকে, নতুন তারকা, শক্তি নির্গমন করে, ভর হারাতে শুরু করে।

তারকা গঠনের উপরের সংস্করণটি কেবল একটি আদিম চিত্র যা একটি নক্ষত্রের বিবর্তন এবং জন্মের প্রাথমিক পর্যায়ে বর্ণনা করে। আজ, আমাদের ছায়াপথ এবং সমগ্র বিশ্বজুড়ে এই জাতীয় প্রক্রিয়াগুলি তারার উপাদানগুলির তীব্র হ্রাসের কারণে কার্যত অদৃশ্য। আমাদের গ্যালাক্সির পর্যবেক্ষণগুলির পুরো সচেতন ইতিহাসে, কেবল কয়েকটি নতুন তারা পর্যবেক্ষণ করেছেন। মহাবিশ্বের স্কেলে, এই চিত্রটি কয়েকশো এবং কয়েক হাজার গুণ বাড়ানো যেতে পারে।

তাদের বেশিরভাগ জীবনের জন্য, প্রোটোস্টারগুলি ধুলার গোলা দ্বারা মানব চোখ থেকে লুকানো থাকে। মূল থেকে বিকিরণ কেবল ইনফ্রারেড পরিসরেই লক্ষ্য করা যায়, যা কেবল তারার জন্ম দেখার একমাত্র উপায়। উদাহরণস্বরূপ, 1967 সালে ওরিয়ন নীহারিকাতে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ইনফ্রারেড পরিসরে একটি নতুন তারা আবিষ্কার করেছিলেন, যার বিকিরণের তাপমাত্রা 700 ডিগ্রি কেলভিন ছিল। পরবর্তীকালে, এটি প্রমাণিত হয়েছিল যে প্রোটোস্টারের জন্মস্থানটি এমন কমপ্যাক্ট উত্স যা কেবল আমাদের গ্যালাক্সিতেই নয়, মহাবিশ্বের অন্যান্য কোণেও আমাদের থেকে অনেক দূরে রয়েছে। ইনফ্রারেড রেডিয়েশনের পাশাপাশি, নতুন তারার জন্মস্থানগুলি তীব্র রেডিও সংকেত দ্বারা চিহ্নিত করা হয়।

তারার বিবর্তনের অধ্যয়ন এবং ডায়াগ্রামের প্রক্রিয়া

তারাগুলি জানার পুরো প্রক্রিয়াটি প্রায় কয়েকটি পর্যায়ে বিভক্ত হতে পারে। একেবারে শুরুতে, আপনাকে তারার দূরত্ব নির্ধারণ করা উচিত। নক্ষত্রটি আমাদের থেকে কতটা দূরে থাকে, আলো তার থেকে কতক্ষণ যায়, এই সময়ের মধ্যে তারার কী ঘটেছিল তার একটি ধারণা দেয়। কোনও ব্যক্তি দূরবর্তী তারাগুলির দূরত্ব পরিমাপ করতে শিখার পরে, এটি স্পষ্ট হয়ে উঠল যে তারাগুলি একই সূর্য, কেবলমাত্র বিভিন্ন আকারের এবং বিভিন্ন গন্তব্যযুক্ত। নক্ষত্রের দূরত্ব সম্পর্কে জানার পরে, তারার তাপবিদ্যুৎ ফিউশন প্রক্রিয়াটি আলোর স্তর এবং নির্গত শক্তির পরিমাণ দ্বারা সনাক্ত করা যায়।

তারার দূরত্ব নির্ধারণের পরে, আপনি তারার রাসায়নিক সংমিশ্রণ গণনা করতে বর্ণালী বিশ্লেষণ ব্যবহার করতে পারেন এবং এর গঠন এবং বয়স খুঁজে নিতে পারেন। বর্ণালীটির আবির্ভাবের জন্য, বিজ্ঞানীরা স্টারলাইটের প্রকৃতিটি অধ্যয়ন করতে সক্ষম হন। এই ডিভাইসটি স্টার্লার পদার্থের গ্যাস রচনা নির্ধারণ এবং পরিমাপ করতে পারে, যা তার তার অস্তিত্বের বিভিন্ন পর্যায়ে রয়েছে।

সূর্য এবং অন্যান্য নক্ষত্রের শক্তির বর্ণালী বিশ্লেষণ অধ্যয়ন করে বিজ্ঞানীরা এই সিদ্ধান্তে পৌঁছেছেন যে তারা এবং গ্রহগুলির বিবর্তনের সাধারণ শিকড় রয়েছে। সমস্ত মহাজাগতিক সংস্থা একই ধরণের, অনুরূপ রাসায়নিক সংমিশ্রণ এবং একই জিনিস থেকে উদ্ভূত, যা বিগ ব্যাংয়ের ফলে উত্থিত হয়েছিল।

তারাকার পদার্থগুলি আমাদের গ্রহের মতো একই রাসায়নিক উপাদানগুলি (লোহা পর্যন্ত) নিয়ে গঠিত। পার্থক্যটি কেবলমাত্র কয়েকটি নির্দিষ্ট উপাদানের পরিমাণে এবং সূর্যের উপর এবং পৃথিবীর দৃশ্যের ভিতরে ঘটে যাওয়া প্রক্রিয়াগুলিতে। এটিই মহাবিশ্বের অন্যান্য বস্তু থেকে তারাকে পৃথক করে। তারার উত্সকে অন্য শারীরিক অনুশাসন, কোয়ান্টাম মেকানিক্সের প্রসঙ্গেও দেখা উচিত। এই তত্ত্ব অনুসারে, সূক্ষ্ম পদার্থ নির্ধারণ করে এমন বিষয়টি ক্রমাগত বিভাজনকারী পরমাণু এবং প্রাথমিক কণাগুলি নিয়ে গঠিত যা তাদের নিজস্ব মাইক্রোকোজম তৈরি করে। এই আলোকে, তারার গঠন, রচনা, গঠন এবং বিবর্তন আগ্রহের বিষয়। দেখা গেল, আমাদের নক্ষত্র এবং অন্যান্য অনেক তারা কেবলমাত্র দুটি উপাদান - হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম। একটি তাত্ত্বিক মডেল একটি তারার কাঠামো বর্ণনা করে তাদের কাঠামো এবং অন্যান্য মহাকাশ বস্তুগুলির থেকে মূল পার্থক্য বোঝা সম্ভব করে তোলে।

মূল বৈশিষ্ট্যটি হ'ল মহাবিশ্বে অনেকগুলি অবজেক্টের একটি নির্দিষ্ট আকার এবং আকার থাকে, যখন একটি তারা তার বিকাশের সাথে আকার পরিবর্তন করতে পারে। গরম গ্যাস পরমাণুর সংমিশ্রণ যা একে অপরের সাথে আলগাভাবে আবদ্ধ। নক্ষত্র গঠনের কয়েক মিলিয়ন বছর পরে, তারার পদার্থের পৃষ্ঠের স্তরকে শীতল করা শুরু হয়। নক্ষত্রটি তার বেশিরভাগ শক্তি বাইরের স্থানকে কমিয়ে দেয় বা আকারে বাড়িয়ে দেয়। তাপ এবং শক্তি স্থানান্তর তারার অভ্যন্তর থেকে পৃষ্ঠের দিকে ঘটে, বিকিরণের তীব্রতাকে প্রভাবিত করে। অন্য কথায়, একটি এবং একই তারা তার অস্তিত্বের বিভিন্ন সময়কালে আলাদা দেখায়। হাইড্রোজেন চক্রের বিক্রিয়াগুলির উপর ভিত্তি করে থার্মোনোস্লিয়ার প্রক্রিয়াগুলি হালকা হাইড্রোজেন পরমাণুকে ভারী উপাদানগুলিতে রূপান্তরিত করে - হিলিয়াম এবং কার্বনকে। অ্যাস্ট্রোফিজিসিস্ট এবং পারমাণবিক বিজ্ঞানীদের মতে, এ জাতীয় তাপবিদ্যুৎ বিক্রিয়া উত্পন্ন তাপের পরিমাণের ক্ষেত্রে সবচেয়ে কার্যকর।

কেন এই ধরণের চুল্লির বিস্ফোরণ দিয়ে তাপীয় পারমাণবিক ফিউশন শেষ হয় না? বিষয়টি হ'ল এটির মহাকর্ষ ক্ষেত্রের শক্তিগুলি স্টার্লার পদার্থকে স্থিতিশীল ভলিউমের মধ্যে রাখতে পারে। এ থেকে, একটি দ্ব্যর্থহীন উপসংহার টানা যেতে পারে: যে কোনও নক্ষত্র বৃহত্তর দেহ যা মহাকর্ষের শক্তি এবং তাপীয় পারমাণবিক বিক্রিয়াগুলির শক্তির মধ্যে ভারসাম্যের কারণে তার আকার ধরে রাখে। এই আদর্শ প্রাকৃতিক ডিজাইনের ফলাফল হিট উত্স যা দীর্ঘ সময় ধরে কাজ করতে পারে। ধারণা করা হয় পৃথিবীতে জীবনের প্রথম রূপগুলি 3 বিলিয়ন বছর আগে উপস্থিত হয়েছিল। সেই দূরবর্তী সময়ে সূর্য আমাদের গ্রহকে ঠিক এখন যেমন গরম করেছিল। ফলস্বরূপ, বিকশিত তাপ এবং সৌরশক্তির মাত্রা প্রচুর পরিমাণে - এই সত্ত্বেও আমাদের তারা কিছুটা পরিবর্তিত হয়েছে, প্রতি সেকেন্ডে ৩-৪ মিলিয়ন টনেরও বেশি।

আমাদের তারকা তার অস্তিত্বের বছরগুলিতে কত ওজন হ্রাস পেয়েছে তা গণনা করা কঠিন নয়। এটি বিশাল আকারের হবে, যদিও এর বিশাল ভর এবং উচ্চ ঘনত্বের কারণে, মহাবিশ্বের স্কেলগুলিতে এ জাতীয় ক্ষয়ক্ষতি নগণ্য বলে মনে হচ্ছে।

তারার বিবর্তন পর্যায়

তারার ভাগ্য তারার প্রাথমিক ভর এবং এর রাসায়নিক গঠনের উপর নির্ভর করে depends হাইড্রোজেনের মূল মজুদগুলি মূলতে কেন্দ্রীভূত হওয়ার পরেও তারা তথাকথিত মূল অনুক্রমের মধ্যে থেকে যায়। তারার আকার বৃদ্ধির দিকে ঝোঁক হওয়ার সাথে সাথেই এর অর্থ হ'ল থার্মোনোক্লিয়ার ফিউশনটির মূল উত্স শুকিয়ে গেছে। স্বর্গীয় দেহের রূপান্তরের দীর্ঘ চূড়ান্ত পথ শুরু হয়েছিল।

মহাবিশ্বে গঠিত লুমিনারিগুলি প্রাথমিকভাবে তিনটি সাধারণ ধরণের মধ্যে বিভক্ত:

• সাধারণ তারা (হলুদ বামন);
• বামন তারা;
• দৈত্য তারা

নিম্ন-ভরযুক্ত তারা (বামন) আস্তে আস্তে হাইড্রোজেনের রিজার্ভ জ্বালিয়ে দেয় এবং বেশ শান্তভাবে তাদের জীবনযাপন করে।

মহাবিশ্বে এবং এই নক্ষত্রের বেশিরভাগ তারকা - একটি হলুদ বামন - তাদের অন্তর্ভুক্ত। বার্ধক্য শুরুর সাথে সাথে হলুদ বামন একটি লাল দৈত্য বা সুপারগিজেন্টে পরিণত হয়।

নক্ষত্রের উত্সের তত্ত্বের ভিত্তিতে, মহাবিশ্বে তারা গঠনের প্রক্রিয়া শেষ হয়নি। আমাদের গ্যালাক্সির উজ্জ্বল নক্ষত্রগুলি কেবলমাত্র সূর্যের সাথে তুলনায় সবচেয়ে বড় নয়, তবে সবচেয়ে কম বয়সীও। জ্যোতির্বিজ্ঞানী এবং জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এই তারাগুলিকে নীল সুপারগিজেন্ট বলে। শেষ পর্যন্ত, তারা একই ভাগ্যের মুখোমুখি হয়েছিল যে কোটি কোটি অন্যান্য তারা যাচ্ছেন। প্রথমত, একটি দ্রুত জন্ম, একটি উজ্জ্বল এবং উত্সাহী জীবন, যার পরে ধীরে ধীরে ক্ষয়ের একটি সময় শুরু হয়। সূর্যের মতো বড় তারার মূল অনুক্রমের (মাঝখানে) দীর্ঘ জীবনচক্র রয়েছে।

তারার ভরতে ডেটা ব্যবহার করে, কেউ এর বিকাশের বিবর্তনীয় পথ ধরে নিতে পারে। এই তত্ত্বের একটি স্পষ্ট উদাহরণ আমাদের নক্ষত্রের বিবর্তন। কিছুই চিরস্থায়ী হয় না। থার্মোনক্লিয়ার ফিউশন এর ফলস্বরূপ, হাইড্রোজেন হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়, সুতরাং, এর প্রাথমিক মজুদগুলি গ্রাস এবং হ্রাস করা হয়। কিছু সময়, খুব শীঘ্রই নয়, এই স্টকগুলি শেষ হয়ে যাবে। আমাদের সূর্য 5 বিলিয়ন বছরেরও বেশি সময় ধরে জ্বলতে থাকে, তার আকার পরিবর্তন না করেই তারার পরিণত বয়স এখনও প্রায় একই সময়কালে স্থায়ী হতে পারে তা বিচার করে Jud

হাইড্রোজেন রিজার্ভের হ্রাস এই সত্যকে নিয়ে যাবে যে মাধ্যাকর্ষণ প্রভাবের অধীনে, সূর্যের মূলটি দ্রুত সংকোচনের কাজ শুরু করবে। মূলটির ঘনত্ব খুব বেশি হয়ে উঠবে, ফলস্বরূপ থার্মোনক্লিয়ার প্রক্রিয়াগুলি কোর সংলগ্ন স্তরগুলিতে চলে যাবে। এই অবস্থার পতন বলা হয়, যা নক্ষত্রের উপরের স্তরগুলিতে তাপবিদ্যুৎ প্রতিক্রিয়া হয়ে যাওয়ার কারণে ঘটে। উচ্চ চাপের ফলস্বরূপ, হিলিয়ামের অংশগ্রহণের সাথে থার্মোনমিক্লিক বিক্রিয়াগুলি ট্রিগার হয়।

নক্ষত্রের এই অংশে হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের মজুদ আরও কয়েক মিলিয়ন বছর ধরে চলবে। খুব শীঘ্রই এটি হবে না যে হাইড্রোজেন মজুদ হ্রাস হ্রাসের ফলে বিকিরণের তীব্রতা বাড়বে, খামের আকার এবং তারার নিজেই আকার বাড়বে। ফলস্বরূপ, আমাদের সূর্য খুব বড় হয়ে উঠবে। যদি আমরা এই ছবিটিকে কয়েক বিলিয়ন বছরে কল্পনা করি, তবে ঝলমলে উজ্জ্বল ডিস্কের পরিবর্তে বিশাল আকারের একটি গরম লাল ডিস্ক আকাশে ঝুলবে। লাল দৈত্যগুলি কোনও তারার বিবর্তনের একটি প্রাকৃতিক পর্যায়, এর পরিবর্তনশীল নক্ষত্রের ক্যাটাগরিতে রূপান্তরিত অবস্থা।

এই ধরনের পরিবর্তনের ফলস্বরূপ, পৃথিবী থেকে সূর্যের দূরত্ব হ্রাস পাবে, যাতে পৃথিবী সৌর করোনার প্রভাবের অঞ্চলে পড়ে এবং তাতে "ভাজতে" শুরু করবে। গ্রহের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা দশগুণ বৃদ্ধি পাবে, যা বায়ুমণ্ডল অদৃশ্য হয়ে যাবে এবং জলের বাষ্পীভবনের দিকে পরিচালিত করবে। ফলস্বরূপ, গ্রহটি একটি প্রাণহীন পাথুরে প্রান্তরে পরিণত হবে।

তারা বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায়ে

লাল দৈত্য পর্যায়ে পৌঁছে, একটি সাধারণ তারা মহাকর্ষীয় প্রক্রিয়াগুলির প্রভাবে সাদা বামন হয়ে যায়। যদি কোনও তারাটির ভর আমাদের সূর্যের ভর প্রায় সমান হয় তবে এর সমস্ত মূল প্রক্রিয়াগুলি আবেগ এবং বিস্ফোরক প্রতিক্রিয়া ছাড়াই শান্তভাবে এগিয়ে যাবে will সাদা বামন দীর্ঘকাল মারা যাবে, ছাই হয়ে জ্বলে।

যে ক্ষেত্রে নক্ষত্রের সূর্যের পরিমাণ 1.4 গুণ ছিল, সেখানে সাদা বামন চূড়ান্ত পর্যায়ে থাকবে না। নক্ষত্রের অভ্যন্তরে বিশাল ভর দিয়ে, স্টার্লার পদার্থের সংযোগের প্রক্রিয়াগুলি পারমাণবিক, আণবিক স্তরে শুরু হয়। প্রোটনগুলি নিউট্রনগুলিতে পরিণত হয়, তারার ঘনত্ব বৃদ্ধি পায় এবং এর আকার দ্রুত হ্রাস পাচ্ছে।

বিজ্ঞানের কাছে পরিচিত নিউট্রন তারাগুলির ব্যাস 10-15 কিমি হয়। এত ছোট আকারে, নিউট্রন স্টারের একটি বিশাল ভর থাকে। এক ঘন সেন্টিমিটার স্টার্লার পদার্থের ওজন কয়েক বিলিয়ন টন হতে পারে।

আমরা যখন প্রথমদিকে বড় বড় একটি নক্ষত্রের সাথে কাজ করছিলাম সেই ইভেন্টে, বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায়ে অন্য রূপ রয়েছে। একটি বৃহত্তর তারার ভাগ্য একটি ব্ল্যাক হোল - একটি অব্যক্ত প্রকৃতি এবং অনির্দেশ্য আচরণ সহ একটি অবজেক্ট। নক্ষত্রের বিশাল ভর সংক্রামক শক্তিগুলিকে চালিত মহাকর্ষ শক্তিগুলিকে বাড়িয়ে তোলে। এই প্রক্রিয়া স্থগিত করা সম্ভব নয়। পদার্থের ঘনত্ব বৃদ্ধি পায় যতক্ষণ না এটি অনন্তে পরিণত হয়, একক স্থান তৈরি করে (আইনস্টাইনের আপেক্ষিকতত্ত্ব)। এই জাতীয় নক্ষত্রের ব্যাসার্ধ শেষ পর্যন্ত শূন্য হয়ে উঠবে, বাইরের স্থানের কৃষ্ণগহ্বর হয়ে উঠবে। বৃহত্তর এবং সুপারম্যাসিভ তারকারা মহাকাশের বেশিরভাগ জায়গা দখল করে নিলে আরও অনেকগুলি ব্ল্যাকহোল হত be

এটি লক্ষ করা উচিত যে কোনও লাল দৈত্য যখন নিউট্রন তারা বা একটি ব্ল্যাকহোলে রূপান্তরিত হয়, তখন ইউনিভার্স একটি অনন্য ঘটনাটি অনুভব করতে পারে - একটি নতুন স্থান অবজেক্টের জন্ম।

সুপারারোভা জন্মটি তারেক্য বিবর্তনের সবচেয়ে দর্শনীয় চূড়ান্ত পর্যায়ে। এখানে প্রকৃতির প্রাকৃতিক আইন পরিচালনা করে: একটি দেহের অস্তিত্ব বন্ধ হওয়া একটি নতুন জীবনকে জন্ম দেয়। সুপারনোভা জন্মের মতো একটি চক্রের সময়কাল মূলত বিশাল তারাগুলিকে উদ্বেগ দেয়। হাইড্রোজেনের ব্যয়কৃত মজুদগুলি হিমিয়াম এবং কার্বনকে থার্মোনিউক্লিয়াল ফিউশন প্রক্রিয়াতে অন্তর্ভুক্ত করার বিষয়টি নিয়ে যায়। এই প্রতিক্রিয়াটির ফলস্বরূপ, চাপ আবার বেড়ে যায় এবং তারার কেন্দ্রে একটি লোহা মূল গঠন হয়। শক্তিশালী মহাকর্ষীয় শক্তির প্রভাবের অধীনে ভর কেন্দ্রটি তারার কেন্দ্রীয় অংশে স্থানান্তরিত করে। মূলটি এতটাই ভারী হয়ে যায় যে এটি নিজের মাধ্যাকর্ষণকে প্রতিরোধ করতে অক্ষম। ফলস্বরূপ, নিউক্লিয়াসের দ্রুত সম্প্রসারণ শুরু হয় যা তাত্ক্ষণিক বিস্ফোরণের দিকে পরিচালিত করে। সুপারনোভার জন্ম হ'ল বিস্ফোরণ, বিরাট শক্তির শক ওয়েভ, মহাবিশ্বের বিস্তৃত বিস্তৃতিতে একটি উজ্জ্বল ফ্ল্যাশ।

এটি লক্ষ করা উচিত যে আমাদের সূর্য একটি বৃহত্তর তারা নয়, অতএব, এই জাতীয় ভাগ্য এটি হুমকী দেয় না, এবং আমাদের গ্রহটি এইরকম শেষের বিষয়ে ভীত হওয়া উচিত নয়। বেশিরভাগ ক্ষেত্রে, সুপারনোভা বিস্ফোরণগুলি দূরবর্তী ছায়াপথগুলিতে ঘটে যা তাদের বিরল সনাক্তকরণকে ব্যাখ্যা করে।

অবশেষে

তারার বিবর্তন এমন এক প্রক্রিয়া যা কয়েক বিলিয়ন বছর ধরে বিস্তৃত। চলমান প্রক্রিয়াগুলি সম্পর্কে আমাদের ধারণাটি কেবল একটি গাণিতিক এবং শারীরিক মডেল, তত্ত্ব। পার্থিব সময়টি আমাদের মহাবিশ্বের যে বিশাল সময় চক্রে বেঁচে থাকে তার এক মুহুর্ত মাত্র। আমরা কোটি কোটি বছর আগে যা ঘটেছিল তা কেবল পর্যবেক্ষণ করতে পারি এবং অনুমান করতে পারি যে পরবর্তী প্রজন্মের পৃথিবীগুলির কী মুখোমুখি হতে পারে।

আপনার যদি কোনও প্রশ্ন থাকে - নিবন্ধের নীচে মন্তব্যগুলিতে তাদের ছেড়ে দিন। আমরা বা আমাদের দর্শনার্থীরা তাদের উত্তর দিতে পেরে খুশি হব

তারার অন্ত্রের মধ্যে থার্মোনিক্লিউশন ফিউশন

এই মুহুর্তে, সূর্যের ভর 0.8 গুনের চেয়ে বেশি ভর সহ তারাগুলির জন্য, কোরটি বিকিরণে স্বচ্ছ হয়ে যায় এবং মূলটি তেজস্ক্রিয় শক্তি স্থানান্তরকে বিরাজ করবে এবং উপরের খামটি কনভেস্টিভ থাকে। নিম্ন স্তরের কোন তারকারা মূল অনুক্রমের দিকে আসছেন তা নির্দিষ্টভাবে কেউ জানেন না, যেহেতু যুবকদের বিভাগে এই তারকাদের দ্বারা ব্যয় করা সময়টি মহাবিশ্বের বয়সকে ছাড়িয়ে যায়। এই তারাগুলির বিবর্তন সম্পর্কে আমাদের সমস্ত ধারণাগুলি সংখ্যার গণনার উপর ভিত্তি করে।

তারকা সঙ্কুচিত হওয়ার সাথে সাথে অবক্ষয়জনিত ইলেক্ট্রন গ্যাসের চাপ বাড়তে শুরু করে এবং তারার কিছু ব্যাসার্ধে, এই চাপটি কেন্দ্রীয় তাপমাত্রার বৃদ্ধি থামিয়ে দেয় এবং তারপরে এটি হ্রাস করতে শুরু করে। এবং ০.০৮ এর চেয়ে কম তারার ক্ষেত্রে এটি মারাত্মক প্রমাণিত হয়: পারমাণবিক বিক্রিয়া চলাকালীন যে শক্তি প্রকাশিত হয়েছিল তা বিকিরণের ব্যয় কমাতে পর্যাপ্ত হবে না। এ জাতীয় আন্ডার স্টারগুলিকে বাদামী বামন বলা হয় এবং অবনমিত গ্যাসের চাপ বন্ধ না হওয়া পর্যন্ত তাদের ভাগ্য স্থির সংকোচনে পরিণত হয় এবং তারপরে সমস্ত পারমাণবিক বিক্রিয়া বন্ধ করার সাথে ধীরে ধীরে শীতল হয়।

মধ্যবর্তী ভর এর তরুণ তারা

মধ্যবর্তী গণের তরুণ তারা (2 থেকে 8 সৌর ভর থেকে) তাদের ছোট বোনদের মতোই গুনগতভাবে বিকশিত হয়, ব্যতিক্রম ছাড়া তাদের মূল অনুক্রম পর্যন্ত কোনও প্রবাহিত অঞ্চল নেই।

এই ধরণের বিষয়গুলি তথাকথিতগুলির সাথে সম্পর্কিত associated হারবিত তারকারা Ae spect বর্ণাল টাইপ বি-এফ 5 এর অনিয়মিত ভেরিয়েবল হিসাবে থাকুন। তাদের বাইপোলার জেট ডিস্কও রয়েছে। বহির্মুখের হার, আলোকসজ্জা এবং কার্যকর তাপমাত্রা তাদের তুলনায় যথেষ্ট পরিমাণে বেশি τ বৃষ, সুতরাং তারা প্রোটোস্টেলার মেঘের অবশিষ্টাংশকে কার্যকরভাবে তাপ এবং ছড়িয়ে দেয়।

8 টিরও বেশি জনসাধারণের সাথে তরুণ তারকা

আসলে, এগুলি ইতিমধ্যে স্বাভাবিক তারা। হাইড্রোস্ট্যাটিক কোরের ভর জমে থাকা অবস্থায়, তারা সমস্ত মধ্যবর্তী স্তরগুলি এড়িয়ে গিয়ে পারমাণবিক প্রতিক্রিয়াগুলি এতটা উত্তপ্ত করতে সক্ষম হয়েছিল যে তারা বিকিরণের ক্ষতির জন্য ক্ষতিপূরণ দেয়। এই তারাগুলির মধ্যে প্রচুর পরিমাণে প্রবাহ রয়েছে এবং আলোকসজ্জা এত দুর্দান্ত যে এটি কেবলমাত্র কেবলমাত্র বাইরের অঞ্চলগুলিকে পতন থামিয়ে দেয় না, তবে তাদের পিছনে ঠেলে দেয়। সুতরাং, গঠিত নক্ষত্রের ভর প্রোটোস্টেলারের মেঘের চেয়ে কম লক্ষণীয়। সম্ভবত, এটি 100-200 সৌর জনতার চেয়ে বড় তারকাদের ছায়াপথের অনুপস্থিতিকে ব্যাখ্যা করে।

একটি তারা মধ্য জীবন

গঠিত নক্ষত্রগুলির মধ্যে, বিভিন্ন ধরণের রঙ এবং আকার রয়েছে। বর্ণালী ধরণের ক্ষেত্রে এগুলি গরম নীল থেকে ঠান্ডা লাল পর্যন্ত ভর হয় - 0.08 থেকে 200 এরও বেশি সৌর ভর পর্যন্ত। একটি তারার আলোক এবং রঙ তার পৃষ্ঠের তাপমাত্রার উপর নির্ভর করে, যা ঘুরে ফিরে তার ভর দ্বারা নির্ধারিত হয়। সমস্ত নতুন তারা তাদের রাসায়নিক রচনা এবং ভর অনুসারে মূল ক্রমটিতে "তাদের জায়গা নেয়"। আমরা নক্ষত্রের শারীরিক স্থানচ্যুতি সম্পর্কে কথা বলছি না - কেবলমাত্র তারার পরামিতিগুলির উপর নির্ভর করে নির্দেশিত ডায়াগ্রামের উপরে এর অবস্থান সম্পর্কে। এটি হ'ল আমরা আসলে তারার পরামিতিগুলি পরিবর্তন করার বিষয়ে কথা বলছি।

এরপরে যা ঘটে তা তারার ভর নির্ভর করে।

পরের বছর এবং তারার মৃত্যু

কম ভর সহ পুরানো তারা

আজ অবধি, এটি হাইড্রোজেন মজুদ হ্রাসের পরে হালকা তারাগুলির কী ঘটে তা নির্দিষ্টভাবে জানা যায়নি। যেহেতু মহাবিশ্বের বয়স 13.7 বিলিয়ন বছর, যা হাইড্রোজেন জ্বালানীর সরবরাহ কমিয়ে দেওয়ার পক্ষে যথেষ্ট নয়, আধুনিক তত্ত্বগুলি এই জাতীয় তারাগুলির মধ্যে ঘটে যাওয়া প্রক্রিয়াগুলির কম্পিউটার সিমুলেশনগুলির উপর ভিত্তি করে তৈরি করা হয়।

কিছু তারা কেবল কিছু সক্রিয় অঞ্চলে হিলিয়াম সংশ্লেষ করতে পারে যা অস্থিতিশীলতা এবং শক্তিশালী সৌর বাতাসের কারণ হয়। এই ক্ষেত্রে, একটি গ্রহের নীহারিকা সংঘটিত হয় না, এবং তারাটি কেবল বাষ্পীভবন হয়, একটি বাদামী বামন থেকেও ছোট হয়ে যায়।

তবে 0.5 টিরও কম সৌরযুক্ত একটি তারকা মূল স্থানে হাইড্রোজেনের অংশগ্রহণ নিয়ে প্রতিক্রিয়া প্রকাশ করার পরেও হিলিয়াম সংশ্লেষ করতে সক্ষম হবে না। কোর দ্বারা উত্পাদিত চাপ কাটিয়ে উঠতে তাদের স্টার্লার শেল যথেষ্ট পরিমাণে বড় নয়। এই তারাগুলিতে লাল বামন (যেমন প্রক্সিমা সেন্টোরি) অন্তর্ভুক্ত রয়েছে যা কয়েকশো কোটি বছর ধরে মূল সিকোয়েন্সে বাস করে। তাদের কোরটিতে তাপীয় পারমাণবিক বিক্রিয়া সমাপ্ত হওয়ার পরে, তারা ধীরে ধীরে শীতল হয়ে যায়, বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বর্ণালীর ইনফ্রারেড এবং মাইক্রোওয়েভ রেঞ্জগুলিতে দুর্বলভাবে নির্গত হতে থাকবে।

মাঝারি তারা

যখন কোনও তারকা লাল দৈত্য পর্বের গড় আকারে (০.৪ থেকে ৩.৪ সৌর জনগণের) পৌঁছে যায়, তখন এর বাহ্যিক স্তরগুলি প্রসারিত হতে থাকে, মূল সঙ্কুচিত হয় এবং হিলিয়াম থেকে কার্বন সংশ্লেষণের প্রতিক্রিয়া শুরু হয়। ফিউশনটি প্রচুর পরিমাণে শক্তি প্রকাশ করে, তারাটিকে অস্থায়ী অবকাশ দেয়। সূর্যের মতো আকারের তারার জন্য, এই প্রক্রিয়াটি প্রায় এক বিলিয়ন বছর সময় নিতে পারে।

নির্গত শক্তির পরিমাণ পরিবর্তনের কারণে তারা তার অস্থিরতার সময়কালের মধ্য দিয়ে যায়, যার মধ্যে আকার, পৃষ্ঠের তাপমাত্রা এবং শক্তি প্রকাশের পরিবর্তন অন্তর্ভুক্ত থাকে। শক্তি রিলিজ কম ফ্রিকোয়েন্সি বিকিরণ দিকে সরানো হয়। এগুলি সবই শক্তিশালী সৌর বাতাস এবং তীব্র পালসগুলির কারণে ক্রমবর্ধমান ক্ষয়ক্ষতির সাথে সাথে রয়েছে। এই পর্বের তারাগুলির নাম দেওয়া হয়েছে দেরীতে ধরণের তারা, ওএইচআইআর তারকারা বা ওয়ার্ল্ড-জাতীয় তারার, তাদের সঠিক বৈশিষ্ট্যের উপর নির্ভর করে। নির্গত গ্যাস নক্ষত্রের অভ্যন্তরে যেমন ভারী অক্সিজেন এবং কার্বনে উত্পাদিত ভারী উপাদানগুলির সাথে তুলনামূলকভাবে সমৃদ্ধ। গ্যাসটি একটি প্রসারিত খাম তৈরি করে এবং তারা থেকে দূরে সরে যাওয়ার সাথে সাথে শীতল হয়ে যায়, যার ফলে ধূলিকণা এবং অণুগুলি তৈরি হতে পারে। এই জাতীয় খামগুলিতে কেন্দ্রীয় তারার শক্তিশালী ইনফ্রারেড বিকিরণটি ম্যাসারদের সক্রিয় করার জন্য আদর্শ শর্ত তৈরি করে।

হিলিয়াম দাহ প্রতিক্রিয়াগুলি খুব তাপমাত্রা সংবেদনশীল। এটি কখনও কখনও দুর্দান্ত অস্থিতিশীলতার দিকে পরিচালিত করে। সহিংস পালসগুলি ঘটে যা শেষ পর্যন্ত বাইরের স্তরগুলিকে বের করে দেওয়ার জন্য যথেষ্ট গতিশক্তি সরবরাহ করে এবং একটি গ্রহের নীহারিকাতে রূপান্তরিত করে। নীহারিকার কেন্দ্রে নক্ষত্রের মূল অবশেষ থাকে, যা শীতল হওয়ার সাথে সাথে হিলিয়াম সাদা বামনে পরিণত হয়, সাধারণত 0.5-0.6 সৌর পর্যন্ত ভর থাকে এবং পৃথিবীর ব্যাসের ক্রমের ব্যাস থাকে।

সাদা বামন

সূর্য সহ অপ্রতিরোধ্য সংখ্যাগরিষ্ঠ তারার বিবর্তন সমাপ্ত করে, অবনমিত ইলেকট্রনের চাপ মাধ্যাকর্ষণকে ভারসাম্য না করা পর্যন্ত চুক্তি করে। এই অবস্থায় যখন নক্ষত্রের আকার একশো গুণ কমে যায় এবং ঘনত্বটি পানির তুলনায় এক মিলিয়ন গুণ হয়ে যায়, তখন তারাটিকে সাদা বামন বলা হয়। এটি শক্তির উত্সগুলি বিহীন এবং ধীরে ধীরে শীতল হয়ে গেলে অন্ধকার এবং অদৃশ্য হয়ে যায়।

সূর্যের চেয়েও বৃহত্তর তারাগুলিতে, অবক্ষয়যুক্ত ইলেক্ট্রনগুলির চাপটি মূল সংকোচন ধারণ করতে পারে না এবং এটি অবিরত অবিরত অব্যাহত থাকে যতক্ষণ না বেশিরভাগ কণাগুলি এত শক্তভাবে প্যাক করা নিউট্রনগুলিতে পরিণত হয় যে তারার আকার কিলোমিটারে পরিমাপ করা হয় এবং ঘনত্বটি 100 মিলিয়ন গুনের চেয়ে কম হয় জল। এ জাতীয় বস্তুকে নিউট্রন তারা বলে; এর ভারসাম্যটি অধঃপতন নিউট্রন পদার্থের চাপ দ্বারা বজায় থাকে।

সুপারম্যাসিভ তারকারা

একটি নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলির পরে, পাঁচটি বৃহত্তর বৃহত্তর ভর সহ একটি লাল সুপারজিনেট গঠনের জন্য ছড়িয়ে ছিটিয়ে, মহাকর্ষীয় শক্তির কারণে কোরটি সঙ্কুচিত হতে শুরু করে। সংকোচনের পরিমাণ বাড়ার সাথে সাথে তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব বাড়তে থাকে এবং থার্মোনোক্লিয়ার বিক্রিয়াগুলির একটি নতুন ক্রম শুরু হয়। এই ধরনের প্রতিক্রিয়াগুলিতে, ভারী উপাদানগুলি সংশ্লেষিত হয়, যা অস্থায়ীভাবে নিউক্লিয়াসের পতনকে নিয়ন্ত্রণ করে।

শেষ পর্যন্ত, পর্যায় সারণির আরও বেশি ভারী উপাদানগুলি তৈরি হওয়ার সাথে সাথে আয়রন -56 সিলিকন থেকে সংশ্লেষিত হয়। এই অবধি, উপাদানগুলির সংশ্লেষণে প্রচুর পরিমাণে শক্তি প্রকাশিত হয়েছিল, তবে এটি আয়রন -56 নিউক্লিয়াসে সর্বাধিক ভর ত্রুটি রয়েছে এবং ভারী নিউক্লিয়াস গঠনটি অসুবিধেজনক। সুতরাং, যখন কোনও তারার আয়রন কোর একটি নির্দিষ্ট মান পর্যন্ত পৌঁছে যায়, তখন এর চাপটি আর মহাকর্ষের বিশাল শক্তিকে সহ্য করতে সক্ষম হয় না এবং তাত্ক্ষণিকভাবে মূলটির পতন ঘটে এটির পদার্থের নিউট্রোনাইজেশনের সাথে।

এরপরে যা ঘটে তা সম্পূর্ণ পরিষ্কার নয়। তবে তা যাই হোক না কেন, এটি কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে অবিশ্বাস্য শক্তির একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের দিকে পরিচালিত করে।

অনুষঙ্গী নিউট্রিনো বিস্ফোরণ একটি শক ওয়েভকে উস্কে দেয়। নিউট্রিনোগুলির শক্তিশালী জেটস এবং একটি ঘূর্ণন চৌম্বকীয় ক্ষেত্রটি তারকা দ্বারা জমে থাকা বেশিরভাগ উপাদানকে বহিষ্কার করে - আয়রন এবং লাইটার উপাদান সহ তথাকথিত আসনবিহীন উপাদান। বিক্ষিপ্ত পদার্থটি নিউক্লিয়াস থেকে বেরিয়ে আসা নিউট্রনগুলির দ্বারা বোমা ফাটিয়ে থাকে এবং সেগুলি গ্রহণ করে এবং তেমনি ইউরেনিয়াম (এবং সম্ভবত এমনকি ক্যালিফোর্নিয়াম) পর্যন্ত তেজস্ক্রিয় উপাদানগুলি সহ লোহার চেয়েও ভারী উপাদানগুলির একটি সেট তৈরি করে। সুতরাং, সুপারনোভা বিস্ফোরণগুলি আন্তঃকেন্দ্রীয় পদার্থে লোহার চেয়েও ভারী উপাদানগুলির উপস্থিতি ব্যাখ্যা করে।

বিস্ফোরণ তরঙ্গ এবং নিউট্রিনোগুলির জেটগুলি মৃত নক্ষত্র থেকে আন্তঃকেন্দ্রীয় স্থানের মধ্যে উপাদান বহন করে। পরবর্তীকালে, মহাকাশ পেরিয়ে এই সুপারনোভা উপাদান অন্যান্য স্থানের ধ্বংসাবশেষের সাথে সংঘর্ষে আসতে পারে এবং সম্ভবত নতুন তারা, গ্রহ বা উপগ্রহ গঠনে অংশ নিতে পারে।

সুপারনোভা গঠনের সময় যে প্রক্রিয়াগুলি চলছে তা এখনও অধ্যয়ন করা হচ্ছে এবং এখনও পর্যন্ত এই বিষয়ে কোনও স্পষ্টতা নেই। এটি মূলত মূল নক্ষত্রের কী থেকে যায় তা প্রশ্নবিদ্ধ। তবে দুটি বিকল্প বিবেচনা করা হচ্ছে:

নিউট্রন তারকারা

এটি জানা যায় যে কিছু সুপারনোভাতে, একটি সুপারগিজেন্টের অভ্যন্তরে শক্তিশালী মাধ্যাকর্ষণ ইলেকট্রনকে পারমাণবিক নিউক্লিয়াসে পড়তে বাধ্য করে, যেখানে তারা নিউট্রন গঠনে প্রোটনের সাথে মিশে যায়। নিকটস্থ নিউক্লিয়াকে পৃথককারী বৈদ্যুতিক চৌম্বকীয় শক্তিগুলি অদৃশ্য হয়ে যায়। তারার মূলটি এখন পারমাণবিক নিউক্লিয়াস এবং স্বতন্ত্র নিউট্রনের ঘন বল।

নিউট্রন তারা হিসাবে পরিচিত এই জাতীয় তারা অত্যন্ত ছোট - একটি বড় শহরের আকারের চেয়ে বেশি নয় - এবং অভাবনীয়ভাবে উচ্চ ঘনত্ব রয়েছে। নক্ষত্রের আকার হ্রাস হওয়ায় (কৌণিক গতিবেগ সংরক্ষণের কারণে) তাদের বিপ্লবের সময়কাল অত্যন্ত ছোট হয়ে যায়। কেউ কেউ প্রতি সেকেন্ডে 600 বিপ্লব তৈরি করে। এই দ্রুত ঘূর্ণায়মান নক্ষত্রের উত্তর এবং দক্ষিণ চৌম্বকীয় মেরুগুলিকে সংযুক্ত অক্ষ যখন পৃথিবীর দিকে নির্দেশ করে, তখন বিকিরণের একটি ডালটি তারার বিপ্লবের সময়কালের সমান বিরতিতে পুনরাবৃত্তি করে রেকর্ড করা যায়। এ জাতীয় নিউট্রন তারাগুলিকে "পালসার" বলা হত এবং এটি প্রথম নিউট্রন তারা আবিষ্কার করা হয়েছিল।

কালো গহ্বর

সমস্ত সুপারনোভা নিউট্রন তারকা হয়ে ওঠে না। যদি নক্ষত্রের পর্যাপ্ত পরিমাণে ভর থাকে তবে তারার পতন অব্যাহত থাকবে এবং নিউট্রনগুলি স্বয়ারস্কিল্ড ব্যাসার্ধের চেয়ে ব্যাসার্ধের কম হওয়া অবধি নিজের অভ্যন্তরে পড়া শুরু করবে। তারপরে, তারা একটি ব্ল্যাকহোল হয়ে যায়।

সাধারণ আপেক্ষিকতা দ্বারা ব্ল্যাক হোলগুলির অস্তিত্বের পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছিল। সাধারণ আপেক্ষিকতা অনুযায়ী পদার্থ এবং তথ্য কোনও অবস্থাতেই ব্ল্যাকহোল ছাড়তে পারে না। তবে কোয়ান্টাম মেকানিক্স এই নিয়মের ব্যতিক্রমগুলি সম্ভব করে তোলে।

অনেকগুলি মুক্ত প্রশ্ন রয়ে গেছে। তাদের মধ্যে প্রধান: "ব্ল্যাক হোল কি আদৌ আছে?" প্রকৃতপক্ষে, কোনও প্রদত্ত বস্তু একটি কৃষ্ণগহ্বর তা নিশ্চিত করে বলতে গেলে, এর ইভেন্ট দিগন্তটি পর্যবেক্ষণ করা প্রয়োজন। এটি করার সমস্ত প্রচেষ্টা ব্যর্থতায় শেষ হয়েছে। তবে এখনও আশা রয়েছে, যেহেতু কিছু বস্তুকে দৃ surface় পৃষ্ঠ ব্যতীত একত্রিতকরণ এবং আকৃতিরকে আকর্ষণ না করে ব্যাখ্যা করা যায় না, তবে কৃষ্ণগহ্বরের অস্তিত্বই এটি প্রমাণ করে না।

প্রশ্নগুলিও খোলার: কোনও নক্ষত্রের পক্ষে কোনও সুপারনোভা বাইপাস করে সরাসরি ব্ল্যাকহোলের মধ্যে পড়ে যাওয়া কি সম্ভব? এমন কোনও সুপারনোভা রয়েছে যা পরবর্তীতে ব্ল্যাক হোল হয়ে যাবে? তার জীবনচক্রের শেষে কোনও তারার প্রাথমিক ভরটির সাথে বস্তু গঠনে সঠিক প্রভাব কী?

যদিও তারা সময়ের সময়ে মানুষের স্কেলে চিরন্তন বলে মনে হয় তবে তারা প্রকৃতির সমস্ত কিছুর মতোই জন্মগ্রহণ করে, বেঁচে থাকে এবং মরে যায়। একটি গ্যাস এবং ধূলিকণা মেঘের সাধারণত গৃহীত অনুমান অনুসারে একটি নক্ষত্র একটি আন্তঃকেন্দ্রীয় গ্যাস এবং ধূলিকণা মেঘের মহাকর্ষীয় সংকোচনের ফলে জন্মগ্রহণ করে। যেমন একটি মেঘ সংক্ষিপ্ত হয়, এটি প্রথম গঠন করে প্রোটোস্টার,তার কেন্দ্রের তাপমাত্রা অবিচ্ছিন্নভাবে বৃদ্ধি পায় যতক্ষণ না এটি কণার তাপ গতির গতিবেগের চৌম্বকটি অতিক্রম করার জন্য প্রয়োজনীয় সীমাতে পৌঁছে যায়, এর পরে প্রোটনগুলি পারস্পরিক তড়িৎ তাত্ত্বিক বিকিরণের ম্যাক্রোস্কোপিক বাহিনীকে অতিক্রম করতে সক্ষম হয় ( সেমি. কুলম্বের আইন) এবং একটি থার্মোনক্লিয়ার ফিউশন বিক্রিয়াতে প্রবেশ করুন ( সেমি. পারমাণবিক ক্ষয় এবং ফিউশন)।

চারটি প্রোটনের মাল্টিস্টেজ থার্মোনোক্লিয়ার ফিউশন বিক্রিয়ার ফলস্বরূপ, একটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াস (2 প্রোটন + 2 নিউট্রন) চূড়ান্তভাবে গঠিত হয় এবং বিভিন্ন প্রাথমিক কণার একটি সম্পূর্ণ ঝর্ণা প্রকাশিত হয়। চূড়ান্ত অবস্থায়, গঠিত কণার মোট ভর ছোট চারটি প্রাথমিক প্রোটনের জনগণ, যার অর্থ মুক্ত প্রতিক্রিয়া প্রতিক্রিয়া চলাকালীন প্রকাশিত হয়েছিল ( সেমি. আপেক্ষিক তত্ত্ব). এ কারণে, নবজাতকের নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ মূলটি অতি-উচ্চ তাপমাত্রায় দ্রুত উত্তপ্ত হয়ে যায় এবং এর অতিরিক্ত শক্তি তার কম গরম পৃষ্ঠের দিকে এবং বাইরে বেরিয়ে আসতে শুরু করে। একই সময়ে, তারার কেন্দ্রে চাপ বাড়তে শুরু করে ( সেমি. রাষ্ট্রের আদর্শ গ্যাস সমীকরণ)। সুতরাং, একটি তাপীয় অণু বিক্রিয়া চলাকালীন "জ্বলন্ত" হাইড্রোজেন দ্বারা নক্ষত্র মহাকর্ষীয় আকর্ষণের শক্তিগুলিকে মহাকর্ষীয় অবস্থার সাথে নিজেকে সংকুচিত করতে দেয় না, ক্রমাগত পুনর্নবীকরণ করে অভ্যন্তরীণ তাপচাপকে মহাকর্ষীয় পতনের জন্য বিরোধিতা করে, যার ফলস্বরূপ স্থিতিশীল শক্তি ভারসাম্য দেখা দেয়। হাইড্রোজেনের সক্রিয় জ্বলনের পর্যায়ে তারাগুলি তাদের জীবনচক্র বা বিবর্তনের "প্রধান পর্যায়ে" বলে বলা হয় ( সেমি. হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রাম)। তারাটির অভ্যন্তরে কিছু রাসায়নিক উপাদানকে অন্যের মধ্যে রূপান্তর বলা হয় কেন্দ্রকীয় সংযোজন বা নিউক্লিওসিন্থেসিস।

বিশেষত, সূর্য প্রায় 5 বিলিয়ন বছর ধরে সক্রিয় নিউক্লিওসাইটিসিস প্রক্রিয়ায় হাইড্রোজেন জ্বালানোর সক্রিয় পর্যায়ে রয়েছে এবং এর ধারাবাহিকতার জন্য মূলটিতে হাইড্রোজেনের মজুদ আমাদের তারার জন্য আরও 5.5 বিলিয়ন বছর পর্যাপ্ত হওয়া উচিত। নক্ষত্রটি যত বৃহত্তর, তার অধিক হাইড্রোজেন জ্বালানী রয়েছে তবে মহাকর্ষীয় পতনের বাহিনীকে মোকাবেলা করতে তারার ভর বাড়ার সাথে সাথে হাইড্রোজেনের সংরক্ষণের বৃদ্ধির হারকে ছাড়িয়ে যাওয়ার একটি তীব্রতা সহ তাকে হাইড্রোজেন পোড়াতে হবে। সুতরাং, যত বড় আকারের একটি তারা, তার আজীবন খাটো, হাইড্রোজেন রিজার্ভ হ্রাস দ্বারা নির্ধারিত, এবং বৃহত্তম তারা কয়েক মিলিয়ন বছর ধরে আক্ষরিক অর্থে জ্বলে উঠে burn অন্যদিকে, ক্ষুদ্রতম তারা কয়েকশো কোটি বছর ধরে "স্বাচ্ছন্দ্যে" বাস করেন। সুতরাং এই স্কেলে, আমাদের সূর্য "শক্তিশালী মাঝারি কৃষকদের" অন্তর্গত।

যত তাড়াতাড়ি বা পরে, যে কোনও তারা তার তাপীয় জ্বালানীতে জ্বলনের জন্য উপলব্ধ সমস্ত হাইড্রোজেন ব্যবহার করবে। এরপর কি? এটি তারার ভর উপর নির্ভর করে। সূর্য (এবং সমস্ত তারা তার ভর থেকে আটগুণ বেশি নয়) আমার জীবনকে খুব ব্যানাল ভাবে শেষ করে। নক্ষত্রের অভ্যন্তরে হাইড্রোজেনের মজুদ হ্রাস পাওয়ায় মহাকর্ষীয় সংকোচনের বাহিনী ধৈর্য সহকারে নক্ষত্রের জন্মের এক মুহুর্ত থেকে এই ঘন্টাটির জন্য অপেক্ষা করে, উপরের হাত পেতে শুরু করে - এবং তাদের প্রভাবে তারাটি সঙ্কুচিত এবং ঘন হতে শুরু করে। এই প্রক্রিয়াটির দ্বিগুণ প্রভাব রয়েছে: নক্ষত্রের মূলের চারপাশে স্তরগুলির তাপমাত্রাটি এমন এক স্তরে উঠে যায় যেখানে হাইড্রোজেন সেখানে উপস্থিত হাইড্রোজেন অবশেষে হিলিয়াম গঠনের জন্য থার্মোনোক্লিউয়ার ফিউশন বিক্রিয়ায় প্রবেশ করে। একই সময়ে, কোর নিজেই তাপমাত্রা, যা এখন প্রায় এক হিলিয়াম গঠিত, হিলিয়াম নিজেই - মরণপ্রাপ্ত প্রাথমিক নিউক্লিওসিন্থেসিস প্রতিক্রিয়াতে এক ধরণের "ছাই" - একটি নতুন থার্মোনক্লিয়র ফিউশন বিক্রিয়ায় প্রবেশ করে: একটি কার্বন নিউক্লিয়াসটি তিনটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াস থেকে তৈরি হয়। প্রাথমিক প্রতিক্রিয়ার পণ্যগুলিতে জ্বালানীযুক্ত থার্মোনক্লিয়ার ফিউশনের এই গৌণ প্রতিক্রিয়া তারার জীবনচক্রের অন্যতম গুরুত্বপূর্ণ মুহূর্ত।

নক্ষত্রের মূল অংশে হিলিয়ামের গৌণ দহন সহ, এত বেশি শক্তি প্রকাশিত হয় যে তারা আক্ষরিকভাবে ফুলে যেতে শুরু করে। বিশেষত, জীবনের এই পর্যায়ে সূর্যের খোল শুক্রের কক্ষপথ ছাড়িয়ে প্রসারিত হবে। এই ক্ষেত্রে, তারার মোট বিকিরণ শক্তি তার জীবনের মূল পর্বের সময়গুলির মতো প্রায় একই স্তরে থেকে যায় তবে এই শক্তিটি এখন অনেক বড় পৃষ্ঠতল দ্বারা বিবর্তিত হওয়ার কারণে নক্ষত্রের বাইরের স্তরটি বর্ণালীটির লাল অংশে শীতল হয়ে যায় cool নক্ষত্র পরিণত হয় লাল দানব.

সূর্যের শ্রেণির তারকাদের জন্য, নিউক্লিওসাইটিসিসের গৌণ বিক্রিয়াকে জ্বালানী সরবরাহের ক্ষয় হওয়ার পরে, মহাকর্ষের পতনের পর্যায় আবার শুরু হয় - এবার চূড়ান্ত one মূল অভ্যন্তরের তাপমাত্রা পরবর্তী স্তরের তাপবিদ্যুৎ প্রতিক্রিয়া শুরু করার জন্য প্রয়োজনীয় স্তরে উঠতে সক্ষম হয় না। সুতরাং, মহাকর্ষীয় আকর্ষণগুলির বলগুলি পরবর্তী বল বাধা দ্বারা ভারসাম্য না হওয়া পর্যন্ত তারা চুক্তি করে। তার ভূমিকায় রয়েছে ইলেক্ট্রন গ্যাস চাপ হ্রাস(সেমি. চন্দ্রশেখরের সীমা)। ইলেক্ট্রন, যা এই পর্যায়ে একটি তারার বিবর্তনে বেকার অতিরিক্তগুলির ভূমিকা পালন করেছিল, পারমাণবিক ফিউশন বিক্রিয়ায় অংশ না নিয়ে এবং ফিউশন প্রক্রিয়াতে অণু কেন্দ্রের মধ্যে অবাধে চলাচল করে, সংক্ষেপণের একটি নির্দিষ্ট পর্যায়ে "জীবিত স্থান" থেকে বঞ্চিত হয় এবং তারাটির আরও মহাকর্ষীয় সংকোচনের "প্রতিরোধ" শুরু করে। নক্ষত্রের অবস্থা স্থিতিশীল হয় এবং এটি অবক্ষয়কে পরিণত হয় শ্বেত বামন,যা পুরোপুরি ঠান্ডা না হওয়া অবধি তাপমাত্রায় মহাশূন্যে বিকিরণ করবে।

সূর্যের চেয়ে আরও বড় বড় তারার আরও অনেক দর্শনীয় সমাপ্তি ঘটবে। হিলিয়াম জ্বলনের পরে, সংকোচনকালীন তাদের ভরগুলি পরমাণু নিউক্লিয়োসিন্থেসিস প্রতিক্রিয়াগুলি - কার্বন, তারপরে সিলিকন, ম্যাগনেসিয়াম - এবং ততোধিক পারমাণবিক জনগণের বৃদ্ধির সাথে সাথে ট্রিগার করার জন্য প্রয়োজনীয় তাপমাত্রায় মূল এবং শেলটি যথেষ্ট পরিমাণে তাপিত করে। অধিকন্তু, তারাটির মূলটিতে প্রতিটি নতুন প্রতিক্রিয়া শুরুর দিকে, পূর্ববর্তীটি তার খামে অবিরত থাকে। প্রকৃতপক্ষে, লোহা অবধি সমস্ত রাসায়নিক উপাদান, যার মধ্যে মহাবিশ্ব রচিত, এই ধরণের মৃত নক্ষত্রের গভীরতায় নিউক্লিওসিন্থেসিসের ফলস্বরূপ গঠিত হয়েছিল। তবে আয়রন সীমা; এটি কোনও তাপমাত্রা এবং চাপগুলিতে পারমাণবিক সংশ্লেষ বা ক্ষয়জনিত প্রতিক্রিয়ার জ্বালানী হিসাবে কাজ করতে পারে না, যেহেতু বহিরাগত শক্তির আগমন তার ক্ষয় এবং এটিতে অতিরিক্ত নিউক্লোন যুক্ত করার জন্য উভয়ই প্রয়োজন। ফলস্বরূপ, বৃহত্তর তারা ধীরে ধীরে নিজের ভিতরে একটি আয়রন মূল জমা করে, যা পরবর্তী কোনও পারমাণবিক প্রতিক্রিয়ার জ্বালানী হিসাবে পরিবেশন করতে সক্ষম হয় না।

নিউক্লিয়াসের অভ্যন্তরে তাপমাত্রা এবং চাপ নির্দিষ্ট মাত্রায় পৌঁছানোর সাথে সাথে ইলেক্ট্রনগুলি লোহার নিউক্লিয়াসের প্রোটনগুলির সাথে যোগাযোগ করতে শুরু করে, ফলে নিউট্রন তৈরি হয়। এবং একটি খুব অল্প সময়ের মধ্যে - কিছু তাত্ত্বিক মনে করেন যে এটি কয়েক সেকেন্ড সময় নেয় - নক্ষত্রের পূর্ববর্তী বিবর্তন জুড়ে ইলেক্ট্রনগুলি আক্ষরিকভাবে আয়রন নিউক্লিয়াসের প্রোটনগুলিতে দ্রবীভূত হয়, নক্ষত্রের কোরটির সমস্ত বিষয় নিউট্রনগুলির একটি অবিচ্ছিন্ন গুচ্ছ হয়ে যায় এবং মহাকর্ষীয় পতনকে দ্রুত সংকোচন করতে শুরু করে , যেহেতু অবক্ষয়জনিত ইলেকট্রন গ্যাসের বিরোধী চাপ শূন্যে নেমে আসে। তারার বাইরের শেল, যার অধীনে কোনও সমর্থন ছিটকে যায়, কেন্দ্রের দিকে ধসে যায়। নিউট্রন মূলের সাথে ধসে পড়া বাইরের শেলের সংঘর্ষ শক্তি এত বেশি যে এটি বন্ধ হয়ে যায় এবং দুর্দান্ত গতি দিয়ে কোর থেকে সমস্ত দিকে ছড়িয়ে পড়ে - এবং তারা আক্ষরিকভাবে একটি অন্ধের ফ্ল্যাশে বিস্ফোরিত হয় সুপারনোভা তারা... কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে, সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময় একই সময়ে ছায়াপথের সমস্ত নক্ষত্রের চেয়ে আরও বেশি শক্তি মহাকাশে ছেড়ে দেওয়া যেতে পারে।

একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ এবং প্রায় 10-30 সৌর জনগণের ভর সহ তারাগুলিতে খামের প্রসারণের পরে, চলমান মহাকর্ষীয় পতন নিউট্রন নক্ষত্রের গঠনের দিকে পরিচালিত করে, যার পদার্থটি নিজেকে অনুভূত করা শুরু না হওয়া পর্যন্ত সংকুচিত হয় of নিউট্রন চাপ হ্রাস -অন্য কথায়, এখন নিউট্রনগুলি (যেমন ইলেক্ট্রনগুলি আগে করেছিল) আরও সংকোচনের বিরুদ্ধে প্রতিরোধ শুরু করে, প্রয়োজনীয় হয় আমারবাসস্থান. এটি সাধারণত ঘটে যখন স্টারটি প্রায় 15 কিলোমিটার ব্যাসে পৌঁছায়। ফলাফলটি একটি দ্রুত ঘূর্ণিত নিউট্রন তারা যা তার ঘূর্ণন ফ্রিকোয়েন্সিতে বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় ডালগুলি নির্গত করে; যেমন তারা বলা হয় পালসার শেষ অবধি, যদি তারার মূলের ভর 30 টি সৌর জনকে ছাড়িয়ে যায় তবে কিছুই এর আরও মহাকর্ষীয় পতনকে থামাতে পারে না এবং সুপারনোভা বিস্ফোরণের ফলে,

হাইড্রোজেন জ্বালানো একটি তারার জীবনের দীর্ঘতম পর্যায় যা হাইড্রোজেনের প্রাথমিক বৃহত প্রাচুর্যের সাথে (70 টি ভর দিয়ে) এবং হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তরিত করার উচ্চ ক্যালোরিফিক মান () এর সাথে সম্পর্কিত, যা হাইড্রোজেনের ক্রমবর্ধমান তাপবিদ্যুৎ রূপান্তরের একটি শৃঙ্খলে প্রাপ্ত প্রায় 70 শক্তি যা সর্বোচ্চ শক্তির সাথে একটি উপাদানে রূপান্তরিত করে নিউক্লিওন প্রতি বন্ড (এমভি / নিউক্লিয়ন) মূল অনুক্রমের নক্ষত্রগুলির ফোটনের আলোকসজ্জা, যেখানে একটি বিধি হিসাবে বিবর্তনের পরবর্তী স্তরগুলির চেয়ে কম হাইড্রোজেন জ্বলিত হয় এবং তাদের নিউট্রিনো আলোকসজ্জা অনেক কম, কারণ কেন্দ্রীয় তাপমাত্রা কে ছাড়িয়ে যায় না তাই, গ্যালাক্সি এবং ইউনিভার্সের বেশিরভাগ তারা মূল সিকোয়েন্স তারা stars

কোরটিতে হাইড্রোজেন জ্বলনের সমাপ্তির পরে, তারা কার্যকর তাপমাত্রার উপর প্রধান ক্রমের ডান দিকে চলে যায় - আলোকসজ্জা ডায়াগ্রাম (হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রাম), এর কার্যকর তাপমাত্রা হ্রাস পায় এবং তারাটি লাল দৈত্যগুলির অঞ্চলে চলে আসে moves এটি হিলিয়াম কোরের সরাসরি কাছাকাছি অবস্থিত একটি স্তরযুক্ত হাইড্রোজেন উত্স থেকে উত্তেজক শক্তি স্থানান্তর কারণে ঘটে। মূল নিজে থেকেই, মহাকর্ষীয় সংকোচনের কারণে তাপমাত্রা ধীরে ধীরে বৃদ্ধি পায় এবং একটি তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব জি / সেমিতে হিলিয়াম জ্বলতে শুরু করে। ( মন্তব্য: যেহেতু প্রকৃতিতে পারমাণবিক সংখ্যা 5 এবং 8 সহ কোনও স্থিতিশীল উপাদান নেই, তাই একটি প্রতিক্রিয়া অসম্ভব এবং বেরিউলিয়াম -8 দুটি আলফা কণায় বিভক্ত হয়

হিলিয়ামের দহনে প্রতি গ্রাম শক্তি নিঃসরণ হাইড্রোজেনের দাহনের চেয়ে কম মাত্রার ক্রম। অতএব, বিবর্তনের এই পর্যায়ে আজীবন এবং তারার সংখ্যা মূল অনুক্রমের তারাগুলির চেয়ে অনেক কম orter তবে তাদের উচ্চ আলোকপাতের কারণে (একটি লাল দৈত্য বা সুপারজিয়ান্টের মঞ্চ), এই তারাগুলি ভালভাবে অধ্যয়ন করা হয়।

সর্বাধিক গুরুত্বপূর্ণ প্রতিক্রিয়াটি হ'ল - - প্রক্রিয়া: তিনটি আলফা কণার যোগফলের শক্তি কার্বন -12 নিউক্লিয়াসের অবশিষ্ট শক্তির চেয়ে 7.28 মেগাবাইট বেশি। সুতরাং, কার্যকরভাবে বিক্রিয়াটি এগিয়ে যাওয়ার জন্য, কার্বন -12 নিউক্লিয়াসের একটি "উপযুক্ত" শক্তির স্তর প্রয়োজন। নিউক্লিয়াসের এ জাতীয় স্তর রয়েছে (.6. Me Me6 মেগা শক্তি সহ); সুতরাং, তারাগুলিতে 3-প্রতিক্রিয়াটি অনুরণিত প্রকৃতির হয় এবং তাই পর্যাপ্ত হারে এগিয়ে যায়। দুটি আলফা কণা কর্টিকোস্টেরয়েড নিউক্লিয়াস গঠন করে: জীবদ্দশায় প্রায় সি প্রায়, তবে উত্তেজিত কার্বন -12 নিউক্লিয়াস গঠনের জন্য আরও একটি আলফা কণা সংযুক্ত হওয়ার সম্ভাবনা রয়েছে: উত্তেজনা কোনও ফোটনের দ্বারা নয়, একটি জোড়ের জন্ম দ্বারা মুছে ফেলা হয়েছে এই স্তর থেকে ফোটন স্থানান্তর নির্বাচন বিধি দ্বারা নিষিদ্ধ:। নোট করুন যে ফলস্বরূপ পরমাণু মূলত সাথে সাথেই বি এবং তিনি এবং "শেষ পর্যন্ত 3 আলফা কণায়" বিচ্ছিন্ন হয়ে যায় এবং কেবল 2500 এর মধ্যে একটি ক্ষেত্রেই এই জুটিটি বহন করে 7.65 মেগা শক্তি প্রকাশের সাথে স্থল স্তরে স্থানান্তর হয়।

আরও প্রতিক্রিয়া হার

দৃ temperature়ভাবে তাপমাত্রার উপর নির্ভর করে (নক্ষত্রের ভর দ্বারা নির্ধারিত), অতএব, বৃহত্তর তারাগুলিতে হিলিয়াম পোড়ানোর চূড়ান্ত ফলাফলটি একটি কার্বন, কার্বন-অক্সিজেন বা খাঁটি অক্সিজেন কোর গঠন।

উচ্চ তাপমাত্রায় নক্ষত্রের কেন্দ্রীয় অঞ্চলগুলিতে বিশাল তারাগুলির বিবর্তনের পরবর্তী পর্যায়ে, ভারী নিউক্লিয়াসের সরাসরি সংশ্লেষণের প্রতিক্রিয়া ঘটে। জ্বলন প্রতিক্রিয়াগুলিতে শক্তি প্রকাশ β-বিক্রয়ে শক্তি প্রকাশের সাথে তুলনামূলক; তবে, উচ্চ তাপমাত্রার (কে) কারণে শক্তিশালী নিউট্রিনো বিকিরণ হিলিয়ামের জ্বলন্ত সময়ের চেয়ে এই স্তরের তারার জীবনকালকে অনেক খাটো করে তোলে। এই জাতীয় তারা সনাক্ত করার সম্ভাবনা অত্যন্ত ছোট, এবং বর্তমানে শান্ত অবস্থায় কোনও তারার একক আত্মবিশ্বাসের পরিচয় পাওয়া যায় না, জ্বলন বা ভারী উপাদানগুলির কারণে শক্তি ছেড়ে দেয়।

চিত্র: 7.1 মূলের হাইড্রোজেন ইগনিশন হওয়ার মুহুর্ত থেকে পতনের সূচনালগ্ন পর্যন্ত সময়ের ক্রিয়া হিসাবে প্রাথমিকের ভর সহ একটি তারার বিবর্তনের গণনা। সময় (লোগারিথমিক স্কেলে) পতন শুরু হওয়ার মুহুর্ত থেকে গণনা করা হয়। অর্ডিনেটটি সৌর ইউনিটে ভর, কেন্দ্র থেকে পরিমাপ করা হয়। বিভিন্ন উপাদান (স্তরযুক্ত উত্স সহ) এর থার্মোনক্লিয়ার জ্বলনের ধাপগুলি লক্ষণীয়। রঙ গরম করার নীলতা (নীল) এবং নিউট্রিনো কুলিং (বেগুনি) নির্দেশ করে। ছায়াযুক্ত অঞ্চলগুলি তারাটির সংক্ষিপ্ত অস্থির অঞ্চলগুলি নির্দেশ করে। গণনা হেগার এ।, উউসলে এস। (ল্যাংকে কে।, মার্টিনেজ-পাইনেডো জি।, 2002, নিউকেল-th / 0203071 দ্বারা পর্যালোচনা থেকে চিত্র)

তারকারা: তাদের জন্ম, জীবন এবং মৃত্যু [তৃতীয় সংস্করণ, সংশোধিত] শক্লোভস্কি আইওসিফ সামিউইলোভিচ

অধ্যায় 12 তারা বিবর্তন

অধ্যায় 12 তারা বিবর্তন

Already নং বিভাগে ইতিমধ্যে জোর দেওয়া হিসাবে, অতিরঞ্জিত সংখ্যক তারা তাদের প্রধান বৈশিষ্ট্যগুলি (আলোকসজ্জা, ব্যাসার্ধ) খুব ধীরে ধীরে পরিবর্তন করে change যে কোনও মুহুর্তে, এগুলি ভারসাম্যহীন অবস্থায় হিসাবে বিবেচনা করা যেতে পারে - এমন একটি পরিস্থিতি যা আমরা তারের অভ্যন্তরের প্রকৃতি পরিষ্কার করার জন্য ব্যাপকভাবে ব্যবহার করেছি। তবে পরিবর্তনের ownিলে মানে তাদের অনুপস্থিতি নয়। এটা সব সম্পর্কে সময় বিবর্তন, যা অবশ্যই তারাদের জন্য একেবারে অনিবার্য। এর সর্বাধিক সাধারণ আকারে, নক্ষত্রের বিবর্তনের সমস্যাটি নিম্নরূপ সূত্রিত করা যেতে পারে। ধরা যাক যে প্রদত্ত ভর এবং ব্যাসার্ধ সহ একটি তারা রয়েছে। তদতিরিক্ত, এর প্রাথমিক রাসায়নিক রচনাটি জানা যায়, যা তারাটির পুরো ভলিউম জুড়ে ধ্রুবক হিসাবে বিবেচিত হবে। তারপরে তার আলোকসজ্জাটি তারার মডেল গণনা থেকে অনুসরণ করে। বিবর্তন চলাকালীন, একটি নক্ষত্রের রাসায়নিক গঠন অবশ্যই অনিবার্যভাবে পরিবর্তিত হতে হবে, যেহেতু থার্মোনোক্লায়ার তার আলোকিতকরণকে সমর্থন করে, তাই হাইড্রোজেন উপাদান সময়ের সাথে অপরিবর্তনীয়ভাবে হ্রাস পায়। এছাড়াও, তারার রাসায়নিক সংমিশ্রণটি অভিন্ন হতে বন্ধ হবে। যদি এর কেন্দ্রীয় অংশে হাইড্রোজেনের শতাংশ লক্ষণীয়ভাবে হ্রাস পায়, তবে পরিধিতে এটি ব্যবহারিকভাবে অপরিবর্তিত থাকবে। তবে এর অর্থ এই যে তারার বিকশিত হওয়ার সাথে সাথে তার পারমাণবিক জ্বালানির "বার্নআউট" এর সাথে যুক্ত, তারার নিজেই এর মডেল এবং সুতরাং এর কাঠামোটি অবশ্যই পরিবর্তন করতে হবে। আলোকসজ্জা, ব্যাসার্ধ, পৃষ্ঠের তাপমাত্রায় পরিবর্তন আশা করা উচিত। এই জাতীয় গুরুতর পরিবর্তনের ফলস্বরূপ, তারকাটি ধীরে ধীরে হার্টজস্প্রং - রাসেল ডায়াগ্রামে তার স্থান পরিবর্তন করবে। কারও ধারণা করা উচিত যে এই চিত্রটিতে এটি একটি নির্দিষ্ট ট্র্যাজেক্টোরির বর্ণনা করবে বা যেমন তারা বলে, একটি "ট্র্যাক"।

চূড়ান্ত বিবর্তনের সমস্যা নিঃসন্দেহে জ্যোতির্বিদ্যার অন্যতম মৌলিক সমস্যা। মূলত, প্রশ্নটি হল তারা কীভাবে জন্মগ্রহণ করে, বেঁচে থাকে, "বয়স" হয় এবং মারা যায়। এই সমস্যাটিই এই বইটি উত্সর্গীকৃত। এই সমস্যাটি একেবারে প্রকৃতির দ্বারা হয় একটি সংহত... এটি জ্যোতির্বিদ্যার বিভিন্ন শাখার প্রতিনিধি - পর্যবেক্ষক এবং তাত্ত্বিকদের উদ্দেশ্যমূলক গবেষণার মাধ্যমে সমাধান করা হচ্ছে। সর্বোপরি, তারাগুলি নিয়ে অধ্যয়নরত, তাদের মধ্যে কোনটি জিনগত সম্পর্কের মধ্যে রয়েছে তা একবারে বলা অসম্ভব। সাধারণভাবে, এই সমস্যাটি খুব কঠিন হিসাবে পরিণত হয়েছিল এবং বেশ কয়েক দশক ধরে সমাধানের জন্য নিজেকে মোটেই ধার দেয়নি। তদুপরি, তুলনামূলকভাবে সাম্প্রতিক অবধি গবেষণার প্রচেষ্টা প্রায়শই সম্পূর্ণ ভুল পথে চলে যায়। উদাহরণস্বরূপ, হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রামে মূল সিকোয়েন্সের উপস্থিতি অনেক নিষ্পাপ গবেষককে কল্পনা করতে "অনুপ্রাণিত" করেছে যে তারা নীল দৈত্যগুলি থেকে লাল বামনগুলিতে এই চিত্রটির সাথে বিকাশ লাভ করেছে। কিন্তু যেহেতু একটি অনুপাত "ভর - আলোকসজ্জা" রয়েছে, যার অনুযায়ী তারার ভর অবস্থিত বরাবর মূল ক্রমটি ক্রমাগত হ্রাস হওয়া উচিত, উপরোক্ত গবেষকরা একগুঁয়েভাবে বিশ্বাস করেছিলেন যে নির্দেশিত দিকের তারাগুলির বিবর্তনটি একটি ধ্রুবক এবং তদুপরি, তাদের ভরগুলির একটি খুব উল্লেখযোগ্য ক্ষতি সহ হওয়া উচিত।

এই সমস্ত ভুল প্রমাণিত। ধীরে ধীরে তারার বিবর্তনের পথগুলির প্রশ্নটি স্পষ্ট হয়ে উঠল, যদিও সমস্যার স্বতন্ত্র বিবরণ এখনও সমাধান হওয়া থেকে অনেক দূরে। উচ্চতর বিবর্তনের প্রক্রিয়াটি বোঝার ক্ষেত্রে বিশেষ যোগ্যতা তাত্ত্বিক জ্যোতির্বিজ্ঞানী, তারার অভ্যন্তরীণ কাঠামোর বিশেষজ্ঞ এবং সর্বোপরি আমেরিকান বিজ্ঞানী এম শোয়ার্জচাইল্ড এবং তাঁর বিদ্যালয়ের অন্তর্ভুক্ত।

নক্ষত্রের বিবর্তনের প্রাথমিক পর্যায়টি আন্তঃকেন্দ্রীয় মাধ্যম থেকে তাদের ঘন প্রক্রিয়াটির সাথে যুক্ত, এই বইয়ের প্রথম অংশের শেষে বিবেচনা করা হয়েছিল। সেখানে, বাস্তবে, এটি তারকাদের সম্পর্কেও ছিল না, তবে প্রায় ছিল প্রোটোস্টার... পরেরটি, মহাকর্ষের ক্রিয়া অনুসারে ক্রমাগত চুক্তি করানো ক্রমশ কমপ্যাক্ট অবজেক্টে পরিণত হয়। এই ক্ষেত্রে, তাদের অন্ত্রের তাপমাত্রা অবিচ্ছিন্নভাবে বৃদ্ধি পায় (সূত্রটি দেখুন (6.2)) যতক্ষণ না এটি প্রায় কয়েক মিলিয়ন ক্যালভিন হয়। এই ধরনের তাপমাত্রায়, হালকা নিউক্লিয়ায় (ডিউটিরিয়াম, লিথিয়াম, বেরিলিয়াম, বোরন) প্রথম থার্মোনোক্লিয়ার বিক্রিয়াগুলি, যেখানে প্রোটোস্টারগুলির কেন্দ্রীয় অঞ্চলে "কুলম্ব ব্যারিয়ার" তুলনামূলকভাবে কম, "সুইচড" হয়। এই প্রতিক্রিয়াগুলি যখন ঘটে তখন প্রোটোস্টারের সংকোচনের গতি কমবে। তবে হালকা নিউক্লিয়াই বরং দ্রুত "জ্বলে উঠবে", যেহেতু তাদের প্রাচুর্য খুব কম, এবং প্রোটোস্টারের সংকোচনতা প্রায় একই গতিতে চলতে থাকবে (বইয়ের প্রথম অংশে সমীকরণ (3.6) দেখুন), প্রোটোস্টারটি "স্থিতিশীল" হবে, এটি কেবল সংকোচনের কাজ বন্ধ করবে, কেবল এর কেন্দ্রীয় অংশের তাপমাত্রা এত বেড়ে যায় যে প্রোটন-প্রোটন বা কার্বন-নাইট্রোজেনের প্রতিক্রিয়াগুলি "চালু" হয়। এটি নিজস্ব মাধ্যাকর্ষণ শক্তি এবং গ্যাসচাপের পার্থক্যের কর্মের অধীনে একটি ভারসাম্যপূর্ণ কনফিগারেশন গ্রহণ করবে, যা একে অপরকে প্রায় একেবারে ক্ষতিপূরণ দেয় (দেখুন § 6)। কড়া কথায় বলতে গেলে এই মুহুর্ত থেকেই প্রোটোস্টার একটি তারকা হয়ে ওঠেন। তরুণ তারার মূল অনুক্রমের কোথাও তার জায়গায় "বসে" down মূল ক্রমটির সঠিক স্থানটি প্রোটোস্টারের প্রাথমিক ভরগুলির মান দ্বারা নির্ধারিত হয়। এই অনুক্রমের উপরের অংশে প্রচুর প্রোটোস্টার "ভূমি", এর নীচের অংশে তুলনামূলকভাবে ছোট ভর (সৌর ভরয়ের চেয়ে কম) "জমি" সহ প্রোটোস্টার। সুতরাং, প্রোটোস্টারগুলি সম্পূর্ণ দৈর্ঘ্য বরাবর মূল ক্রমটি "প্রবেশ" করে, তাই বলতে গেলে "প্রশস্ত ফ্রন্ট সহ" with

তারার বিবর্তনের "প্রোটোস্টেলার" মঞ্চটি বরং ক্ষণস্থায়ী। সর্বাধিক বিশাল তারা কেবল কয়েক লক্ষ বছরে এই পর্যায়টি অতিক্রম করে। গ্যালাক্সিতে এ জাতীয় তারার সংখ্যা কম বলে আশ্চর্য হওয়ার কিছু নেই। অতএব, এগুলি পর্যবেক্ষণ করা এত সহজ নয়, বিশেষত যখন আপনি বিবেচনা করেন যে নক্ষত্রের গঠনের প্রক্রিয়া যে জায়গাগুলিতে ঘটে থাকে, নিয়ম হিসাবে, ধুলো মেঘে নিমজ্জিত হয় যা আলো শোষণ করে। তবে হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রামের মূল অনুক্রমের পরে তারা "তাদের স্থিতিশীল অঞ্চলে নিবন্ধন করার পরে" পরিস্থিতি নাটকীয়ভাবে পরিবর্তিত হবে। খুব দীর্ঘ সময়ের জন্য তারা চিত্রগুলির এই অংশে থাকবে প্রায় তাদের সম্পত্তি পরিবর্তন না করে। অতএব, বেশিরভাগ তারকাকে এই ধারাবাহিকতায় পর্যবেক্ষণ করা হয়।

একটি নক্ষত্রের মডেলগুলির কাঠামো, যখন এটি মূল সিকোয়েন্সে তুলনামূলকভাবে সম্প্রতি "বসিয়া" থাকে, তখন এই অনুমানের উপর ভিত্তি করে গণনা করা একটি মডেল দ্বারা নির্ধারিত হয় যে এর রাসায়নিক গঠন পুরো ভলিউম জুড়ে একই ("সমজাতীয় মডেল"; চিত্র দেখুন 11.1, 11.2)। হাইড্রোজেন "জ্বলতে থাকা" হিসাবে, তারার অবস্থা খুব ধীরে ধীরে কিন্তু অবিচ্ছিন্নভাবে পরিবর্তিত হবে যার ফলস্বরূপ তারাটির প্রতিনিধিত্বকারী বিন্দু হার্টজস্প্রং-রাসেল চিত্রের একটি নির্দিষ্ট "ট্র্যাক" বর্ণনা করবে। তারার রাজ্যের পরিবর্তনের প্রকৃতি মূলত বিষয়টি তার অভ্যন্তরে মিশে যায় কিনা তার উপর নির্ভর করে। দ্বিতীয় ক্ষেত্রে, আমরা যেমন নক্ষত্রের কেন্দ্রীয় অঞ্চলে আগের বিভাগে কিছু মডেলের জন্য দেখেছি, পরিধিগুলির চেয়ে পারমাণবিক প্রতিক্রিয়ার কারণে হাইড্রোজেনের প্রাচুর্য লক্ষণীয়ভাবে কম হয় lower এই জাতীয় একটি তারকা কেবলমাত্র একটি অন্তঃসত্ত্বা মডেল দ্বারা বর্ণনা করা যেতে পারে। তবে নক্ষত্রের বিবর্তনের আর একটি পথও সম্ভব: নক্ষত্রের পুরো ভলিউম জুড়ে মিশ্রণ ঘটে যা এই কারণে সর্বদা একটি "অভিন্ন" রাসায়নিক গঠন বজায় রাখে, যদিও হাইড্রোজেনের উপাদান ক্রমবর্ধমান সময়ের সাথে হ্রাস পাবে। প্রকৃতির মধ্যে এই সম্ভাবনাগুলি কোনটি অনুধাবন করা হয়েছিল তা আগেই বলা অসম্ভব। অবশ্যই, নক্ষত্রের কনভেটিভ জোনগুলিতে সর্বদা পদার্থের একটি তীব্র মিশ্রণ থাকে এবং এই অঞ্চলগুলির মধ্যে অবশ্যই রাসায়নিক সংমিশ্রণ স্থির থাকতে হবে। এমনকি তারকাদের সেই অঞ্চলগুলিতেও যেখানে বিকিরণের মাধ্যমে শক্তি স্থানান্তর প্রাধান্য পায় সেখানে পদার্থের মিশ্রণও বেশ সম্ভব। সর্বোপরি, কেউ কখনই স্বল্প গতিতে পদার্থের ধীরে ধীরে ধীরে ধীরে চলতে পারে না, যা মিশ্রণের দিকে পরিচালিত করে। তারার আবর্তনের কিছু বৈশিষ্ট্যের কারণে এ জাতীয় চলন দেখা দিতে পারে।

একটি নক্ষত্রের গণনা করা মডেল, যেখানে রাসায়নিক সংমিশ্রণ এবং অহমজনিততার পরিমাপ উভয়ই ধ্রুবক ভরগুলিতে নিয়মতান্ত্রিকভাবে পরিবর্তিত হয়, তথাকথিত "বিবর্তনক্রমিক ক্রম" গঠন করে। হার্টজস্প্রং - রাসেল চিত্রের উপর নক্ষত্রের বিবর্তনক্রমিক ক্রমের বিভিন্ন মডেলের সাথে সম্পর্কিত পয়েন্টগুলি প্লট করে, কেউ এই চিত্রটিতে তার তাত্ত্বিক ট্র্যাক অর্জন করতে পারে। দেখা যাচ্ছে যে যদি কোনও তারার বিবর্তনটি এর সাথে সম্পূর্ণরূপে মিশে যায় তবে ট্র্যাকগুলি মূল ক্রম থেকে পরিচালিত হবে বামে... বিপরীতে, অসাধারণ মডেলগুলির জন্য তাত্ত্বিক বিবর্তনীয় ট্র্যাকগুলি (অর্থাত্, সম্পূর্ণ মিশ্রণের অভাবে) নক্ষত্রকে সর্বদা দূরে নিয়ে যায় ঠিক মূল ক্রম থেকে। নক্ষত্র বিবর্তনের দুটি তাত্ত্বিকভাবে গণনা করা কোনটি সঠিক? যেমন আপনি জানেন, সত্যের মানদণ্ডটি অনুশীলন। জ্যোতির্বিদ্যায় অনুশীলন পর্যবেক্ষণের ফলাফল। আসুন হার্টজস্প্রং - ফিগারে প্রদর্শিত তারকা ক্লাস্টারগুলির জন্য রাসেল ডায়াগ্রামটি দেখি। 1.6, 1.7 এবং 1.8। আমরা সেখানে ওপরের তারাগুলি খুঁজে পাব না বাম মূল ক্রম থেকে। তবে অনেক তারা আছে ডানে এটি থেকে লাল দৈত্য এবং উপকেন্দ্র। অতএব, আমরা এই জাতীয় তারাগুলির বিবর্তন প্রক্রিয়াটির মূল ক্রম ছেড়ে যাওয়া হিসাবে বিবেচনা করতে পারি, যা তাদের অভ্যন্তরে পদার্থের সম্পূর্ণ মিশ্রণের সাথে নয় not লাল দৈত্যগুলির প্রকৃতি ব্যাখ্যা করণীয় বিবর্তন তত্ত্বের অন্যতম বৃহত সাফল্য [30]। লাল দৈত্যগুলির খুব অস্তিত্বের অর্থ হল তারার বিবর্তন, একটি নিয়ম হিসাবে, তাদের পুরো আয়তনে পদার্থের মিশ্রণের সাথে নয়। গণনাগুলি দেখায় যে নক্ষত্রের বিকশিত হওয়ার সাথে সাথে এর উত্তেজনাপূর্ণ কোরের আকার এবং ভর ক্রমাগত হ্রাস পায় [31]।

স্পষ্টতই, নিজের দ্বারা তারকা মডেলগুলির বিবর্তনক্রমিক ক্রমটি এখনও এ সম্পর্কে কিছুই বলে না গতি তারার বিবর্তন। তারার মডেলগুলির বিবর্তনক্রমিক ক্রমের বিভিন্ন সদস্যের রাসায়নিক রচনায় পরিবর্তনের বিশ্লেষণ থেকে বিবর্তনীয় সময়রেখা পাওয়া যায়। তারার আয়তনের দ্বারা "ভারিত" হাইড্রোজেনের কিছু গড় সামগ্রী নির্ধারণ করা সম্ভব। আমরা এই গড় সামগ্রীর মাধ্যমে চিত্রিত করি এক্স... তারপরে, স্পষ্টতই, পরিমাণের সাথে সময়ের সাথে পরিবর্তন এক্স একটি তারার আলোকিতত্ত্ব নির্ধারণ করে, যেহেতু এটি এক সেকেন্ডে তারায় নির্গত তাপীয় পরিমাণের পরিমাণের সাথে সমানুপাতিক। অতএব, একটি লিখতে পারেন:

(12.1)

এক গ্রাম পদার্থ, প্রতীকের পারমাণবিক রূপান্তরকালে কত পরিমাণ শক্তি প্রকাশ হয়েছিল

মানে মান পরিবর্তন এক্স এক সেকেন্ডে যখন আমরা তারার অভ্যন্তরে পারমাণবিক হাইড্রোজেন প্রতিক্রিয়া শুরু করতাম তখনই মূল তার ক্রমটি "বসতে" থাকে তখন থেকেই আমরা তারার বয়সকে সংজ্ঞায়িত করতে পারি। যদি আলোকসজ্জা এবং গড় হাইড্রোজেন সামগ্রী বিবর্তনক্রমিক ক্রমের বিভিন্ন সদস্যের জন্য পরিচিত হয় এক্স, তবে সমীকরণ (12.1) থেকে তার বিবর্তনক্রমিক ক্রমের কোনও নির্দিষ্ট মডেলের বয়সটি খুঁজে পাওয়া কঠিন নয়। যে কেউ উচ্চতর গণিতের মূল বিষয়গুলি জানেন, তারা বুঝতে পারবেন যে সমীকরণ (12.1) থেকে, যা একটি সাধারণ ডিফারেনশিয়াল সমীকরণ, তারার বয়স

অবিচ্ছেদ্য হিসাবে সংজ্ঞায়িত

সময়ের ব্যবধানের সংমিশ্রণ

12, আমরা অবশ্যই সময় ব্যবধান পাব

নক্ষত্রের বিবর্তনের শুরু থেকেই উত্তীর্ণ। এই পরিস্থিতিতেটি সূত্র দ্বারা প্রকাশ করা হয় (12.2)

ডুমুর মধ্যে। 12.1 অপেক্ষাকৃত বৃহত্তর তারাগুলির জন্য তাত্ত্বিকভাবে গণনা করা বিবর্তনীয় ট্র্যাকগুলি দেখায়। তারা মূল ক্রমের নীচে প্রান্তে তাদের বিবর্তন শুরু করে। হাইড্রোজেন জ্বলতে থাকা, এই জাতীয় তারা তাদের ট্র্যাকগুলি একটি সাধারণ দিকে এগিয়ে যায় ওপারে মূল সীমাটি এর সীমা ছাড়িয়ে না গিয়ে (অর্থাত্ এর প্রস্থের মধ্যে থাকা)। মূল ক্রমটিতে তারার উপস্থিতির সাথে সম্পর্কিত বিবর্তনের এই পর্যায়টি দীর্ঘতম। যখন এই নক্ষত্রের মূলটিতে হাইড্রোজেন সামগ্রী 1% এর কাছাকাছি হয়ে যায়, তখন বিবর্তনের হার ত্বরান্বিত হয়। হাইড্রোজেন "জ্বালানী" এর তীব্রভাবে হ্রাস করা সামগ্রী সহ প্রয়োজনীয় স্তরে শক্তি নির্গমন বজায় রাখতে একটি "ক্ষতিপূরণ" হিসাবে মূল তাপমাত্রা বৃদ্ধি করা প্রয়োজন। এবং এখানে, অন্যান্য অনেক ক্ষেত্রে যেমন তারার নিজেই এটির কাঠামো নিয়ন্ত্রণ করে (দেখুন § 6)। মূল তাপমাত্রা বৃদ্ধি দ্বারা অর্জন করা হয় সঙ্কোচন পুরো তারা। এই কারণেই, বিবর্তনীয় ট্র্যাকগুলি বাম দিকে তীব্রভাবে ঘুরিয়ে দেয়, অর্থাৎ তারার পৃষ্ঠের তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায় increases তবে খুব শীঘ্রই, তারার সংকোচনতা বন্ধ হয়ে যায়, কারণ মূলটির সমস্ত হাইড্রোজেন পুড়ে গেছে। তবে পারমাণবিক বিক্রিয়াগুলির একটি নতুন ক্ষেত্রটি "চালু" - ইতিমধ্যে "মৃত" (খুব উত্তপ্ত হলেও) নিউক্লিয়াসের চারপাশে একটি পাতলা শেল। তারকাটি আরও বিকশিত হওয়ার সাথে সাথে এই খামটি নক্ষত্রের কেন্দ্র থেকে আরও এবং আরও দূরে সরে যায়, যার ফলে "বার্ন আউট" হিলিয়াম কোরের ভর বৃদ্ধি পায়। একই সময়ে, এই কোরটির সংকোচনের প্রক্রিয়া এবং এটির উত্তাপটি ঘটবে। যাইহোক, এই ক্ষেত্রে, এই জাতীয় নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলি দ্রুত এবং খুব দৃ .়তার সাথে ফুলে যেতে শুরু করে। এর অর্থ সামান্য পরিবর্তিত প্রবাহের সাথে পৃষ্ঠের তাপমাত্রা উল্লেখযোগ্যভাবে হ্রাস পায়। এর বিবর্তনমূলক ট্র্যাকটি ডানদিকে তীব্রভাবে ঘুরিয়ে দেয় এবং তারা একটি লাল সুপারগিজেন্টের সমস্ত বৈশিষ্ট্য অর্জন করে। যেহেতু নক্ষত্রটি সংকোচনের অবসান হওয়ার পরিবর্তে দ্রুত এই রাজ্যে পৌঁছেছে, তাই হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রামে মূল সিকোয়েন্স এবং দৈত্য এবং সুপারজিয়েন্টগুলির শাখার মধ্যে ফাঁক পূরণকারী প্রায় কোনও তারা নেই। খোলা ক্লাস্টারগুলির জন্য নির্মিত এই জাতীয় চিত্রগুলিতে এটি স্পষ্টভাবে দেখা যায় (চিত্র 1.8 দেখুন)। লাল সুপারজিন্টগুলির আরও ভাগ্য এখনও ভালভাবে বোঝা যায় না। আমরা পরবর্তী বিভাগে এই গুরুত্বপূর্ণ ইস্যুতে ফিরে আসব। কয়েক মিলিয়ন কেলভিনের ক্রমের মূলটি খুব উচ্চ তাপমাত্রা পর্যন্ত উত্তপ্ত হতে পারে। এই ধরনের তাপমাত্রায়, ট্রিপল হিলিয়াম প্রতিক্রিয়া "চালু হয়" (দেখুন § 8)। এই প্রতিক্রিয়া চলাকালীন মুক্তি শক্তি নিউক্লিয়াস আরও সংকোচনের থামায়। এর পরে, কোরটি সামান্য প্রসারিত হবে, এবং তারার ব্যাসার্ধ হ্রাস পাবে। তারকাটি আরও গরম হয়ে উঠবে এবং হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রামে বাম দিকে চলে যাবে।

নিম্ন ভর দিয়ে তারাগুলির বিবর্তন কিছুটা আলাদাভাবে এগিয়ে যায়, উদাহরণস্বরূপ, এম

1, 5এম

নোট করুন যে তারাগুলির বিবর্তন, যার ভর সূর্যের ভর অপেক্ষা কম, সাধারণত বিবেচনা করা অনুচিত, কারণ মূল অনুক্রমের মধ্যে তাদের আবাসের সময় গ্যালাক্সির বয়সকে ছাড়িয়ে যায়। এই পরিস্থিতিতে নিম্ন-ভরযুক্ত তারার "উদ্বেগহীন" বা, "জরুরি নয়" বলাই ভাল। আমরা কেবল এটিই নোট করি যে কম ভর সহ তারা (কম কম)

0, 3 সোলার) মূল ক্রমটিতে থাকলেও সম্পূর্ণ "কনভেটিভ" থাকুন remain তারা কখনই "আলোকিত" নিউক্লিয়াস বিকাশ করে না। প্রোটোস্টারদের বিবর্তনের ক্ষেত্রে এই প্রবণতাটি স্পষ্টভাবে দৃশ্যমান (দেখুন। 5)। যদি পরবর্তীকালের ভর তুলনামূলকভাবে বড় হয় তবে প্রোটোস্টার মূল সিকোয়েন্সটিতে "বসার" আগেই একটি আলোকসজ্জা কোর তৈরি হয়। এবং প্রোটোস্টেলার এবং তারকীয় পর্যায়ে উভয়ই কম-ভর বস্তু সম্পূর্ণরূপে সংবেদনশীল থাকে। এই জাতীয় তারাগুলিতে, প্রোটন-প্রোটন চক্র পুরোপুরি কাজ করার জন্য কেন্দ্রের তাপমাত্রা পর্যাপ্ত পরিমাণে থাকে না। এটি আইসোটোপ 3 তিনি গঠনের সাথে বিরতি দেয় এবং "সাধারণ" 4 তিনি আর সংশ্লেষিত হন না। 10 বিলিয়ন বছরেরও বেশি বছর (যা এই ধরণের প্রাচীনতম তারাদের বয়সের কাছাকাছি), প্রায় 1% হাইড্রোজেন 3 নটে পরিণত হবে। ফলস্বরূপ, এটি আশা করা যায় যে 1 এইচ এর সাথে 3 তিনি প্রচুর পরিমাণে অসাধারণ উচ্চ - প্রায় 3% হবেন। দুর্ভাগ্যক্রমে, তত্ত্বের এই পূর্বাভাস পর্যবেক্ষণ দ্বারা যাচাই করা এখনও সম্ভব হয়নি। এই জাতীয় একটি নিম্ন ভর সহ তারা লাল বামন, যার পৃষ্ঠের তাপমাত্রা অপটিক্যাল অঞ্চলে হিলিয়াম লাইনগুলিকে উত্তেজিত করতে পুরোপুরি অপর্যাপ্ত। নীতিগতভাবে, তবে, বর্ণালীটির দূরের অতিবেগুনী অংশে, রকেট জ্যোতির্বিজ্ঞানের পদ্ধতি দ্বারা অনুরণন শোষণের লাইনগুলি লক্ষ্য করা যায়। যাইহোক, অবিচ্ছিন্ন বর্ণালীগুলির চরম দুর্বলতা এমনকি এই সমস্যাযুক্ত সম্ভাবনাটিকে হ্রাস করে। তবে এটি লক্ষ করা উচিত যে লাল বামনগুলির বেশিরভাগ ক্ষেত্রে যদি তা উল্লেখযোগ্য না হয় ঝলকানি UV Ceti প্রকারের তারা (দেখুন § 1)। এই জাতীয় শীতল বামন নক্ষত্রগুলিতে দ্রুত পুনরাবৃত্তি হওয়া খুব শিগগির ঘটনাটি নিঃসন্দেহে সংশ্লেষের সাথে সম্পর্কিত, যা তাদের পুরো আয়তনকে ঘিরে রেখেছে। শিখার সময় নির্গমন লাইনগুলি পালন করা হয়। সম্ভবত 3 টি লাইনগুলি পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব হবে এই তারাগুলিতে নয়? প্রোটোস্টারের ভর 0 এর চেয়ে কম হলে , 08এম

এর অভ্যন্তরের তাপমাত্রা এতটাই কম যে কোনও তিরমনোক্লিয়ার প্রতিক্রিয়াগুলি আর প্রধান ক্রমের পর্যায়ে সংক্ষেপণ থামাতে পারে না। এই জাতীয় তারা যতক্ষণ না সাদা বামন হয়ে ওঠেন ততক্ষণ সংকুচিত থাকবে (আরও স্পষ্টভাবে, লাল বামনকে অবনমিত করুন)। যাইহোক, আরও বৃহত্তর তারাগুলির বিবর্তনে ফিরে আসি।

ডুমুর মধ্যে। 12.2 5 টির সমান ভর সহ তারার বিবর্তনমূলক ট্র্যাক দেখায় এম

কম্পিউটার ব্যবহার করে সর্বাধিক বিস্তারিত গণনা অনুসারে। এই ট্র্যাকটিতে, সংখ্যাগুলি তারাটির বিবর্তনের বৈশিষ্ট্যযুক্ত স্তরগুলি নির্দেশ করে। চিত্রটির ব্যাখ্যাগুলি বিবর্তনের প্রতিটি স্তরের সময়কে নির্দেশ করে। আমরা কেবল এখানে এখানে উল্লেখ করি যে মূল ক্রমটি বিবর্তনমূলক ট্র্যাকের 1-2 এর অংশের সাথে সামঞ্জস্য করে, এবং 6-7 বিভাগটি লাল দৈত্যের মঞ্চের সাথে মিলে যায়। তারার "ফোলা" জন্য শক্তি ব্যয়ের সাথে যুক্ত অঞ্চলে 5-6 অঞ্চলে আলোকিততায় এক আকর্ষণীয় হ্রাস। ডুমুর মধ্যে। 12.3 অনুরূপ তাত্ত্বিকভাবে গণনা করা ট্র্যাকগুলি বিভিন্ন জনতার তারার জন্য দেওয়া হয়। বিবর্তনের বিভিন্ন পর্যায় চিহ্নিতকরণকারী সংখ্যার চিত্রের একই অর্থ রয়েছে। 12.2।

চিত্র: 12.2:5 টির ভর সহ তারার বিবর্তনীয় ট্র্যাক এম , (1-2) - উত্তলকোষে হাইড্রোজেনের দহন, 6 , 44 10 7 বছর বয়সী; (২-৩) - নক্ষত্রের মোট সংক্ষেপণ, ২ , 2 10 6 বছর বয়সী; (২-৩) - একটি স্তরযুক্ত উত্সে হাইড্রোজেনের জ্বলন, 1 , 4 10 5 বছর; (4-5) - একটি ঘন স্তর হাইড্রোজেনের দহন, 1 , 2 10 6 বছর বয়সী; (5-6) - উত্তেজক শেল এর সম্প্রসারণ, 8 10 5 বছর; (6-7) - লাল দৈত্য পর্ব, 5 10 5 বছর; (7-8) - কোর মধ্যে হিলিয়াম ইগনিশন, 6 10 6 বছর বয়সী; (8-9) - উত্তেজক শেল নিখোঁজ, 10 6 বছর; (9-10) - মূলতে হিলিয়ামের দহন, 9 10 6 বছর বয়সী; (10-11) - কনভেকটিভ শেল এর দ্বিতীয় বিস্তৃতি, 10 6 বছর; (১১-১২) - হিলিয়াম জ্বলে উঠার সাথে নিউক্লিয়াসের সংক্ষেপণ; (12-13-14) - স্তরযুক্ত হিলিয়াম উত্স; (14-?) - নিউট্রিনো লোকসান, লাল সুপারজিয়ান্ট।

চিত্রটিতে চিত্রিত বিবর্তনমূলক ট্র্যাকগুলির একটি সাধারণ বিবেচনা থেকে। 12.3, এটি অনুসরণ করেছে যে আরও কম সংখ্যক বড় তারা হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রামে দৈত্যগুলির একটি শাখা গঠনের পরিবর্তে "ক্রমশীল" উপায়ে মূল অনুক্রম ছেড়ে চলেছে। লোহিত দৈত্যগুলির দিকে বিকশিত হওয়ায় নিম্ন ভর সহ তারাগুলির আলোকিত্বে খুব দ্রুত বৃদ্ধি বৈশিষ্ট্যযুক্ত। আরও বড় আকারের তুলনায় এ জাতীয় নক্ষত্রগুলির বিবর্তনের পার্থক্যটি হ'ল প্রাক্তনটি একটি খুব ঘন, অবক্ষয়িত মূল গঠন। এই জাতীয় একটি, অধঃপতন গ্যাসের উচ্চ চাপের কারণে (সেক। 10 দেখুন) উপরে থাকা তারার স্তরগুলির ওজন "ধরে" রাখতে সক্ষম। এটি প্রায় সঙ্কুচিত হবে না, এবং অতএব, খুব গরম। অতএব, যদি "ট্রিপল" হিলিয়াম প্রতিক্রিয়াটি চালু হয় তবে এটি অনেক পরে হবে। শারীরিক পরিস্থিতি ব্যতীত, কেন্দ্রের নিকটবর্তী অঞ্চলে, এই জাতীয় নক্ষত্রগুলির কাঠামো আরও বৃহত্তরগুলির কাঠামোর সাথে সমান হবে। ফলস্বরূপ, মধ্য অঞ্চলে হাইড্রোজেন বার্নআউট হওয়ার পরে তাদের বিবর্তনটিও বাইরের শেলের "ফোলা" এর সাথে থাকবে, যা তাদের ট্র্যাকগুলি লাল দৈত্যগুলির অঞ্চলে নিয়ে যাবে। তবে, আরও বৃহত্তর সুপারজিন্টের বিপরীতে, তাদের কোরগুলি খুব ঘন অবনতিযুক্ত গ্যাস নিয়ে গঠিত হবে (চিত্র 11.4 এ চিত্রটি দেখুন)।

সম্ভবত এই বিভাগে বিকশিত বিবর্তন তত্ত্বের সর্বাধিক অসামান্য কীর্তি হের্টজস্প্রংয়ের সমস্ত বৈশিষ্ট্যের ব্যাখ্যা - তারার ক্লাস্টারগুলির জন্য রাসেল ডায়াগ্রাম। এই চিত্রগুলির একটি বিবরণ ইতিমধ্যে § 1 এ দেওয়া হয়েছে যেমন উপরের বিভাগে ইতিমধ্যে উল্লিখিত হয়েছে, প্রদত্ত ক্লাস্টারের সমস্ত নক্ষত্রের বয়স একই হিসাবে বিবেচনা করা উচিত। এই তারাগুলির প্রাথমিক রাসায়নিক রচনাটিও একই রকম হওয়া উচিত। সর্বোপরি, তারা সবাই আন্তঃকেন্দ্রীয় মাধ্যমের সমান (বরং বৃহত্তর) সমষ্টি থেকে গঠিত - একটি গ্যাস-ধূলিকণা জটিল। বিভিন্ন স্টার ক্লাস্টারগুলি প্রাথমিকভাবে বয়সে একে অপরের থেকে পৃথক হওয়া উচিত এবং এ ছাড়া, গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলির প্রাথমিক রাসায়নিক গঠনগুলি খোলা ক্লাস্টারের সংমিশ্রণ থেকে তীব্রভাবে পৃথক হওয়া উচিত।

ক্লাস্টারের তারকাগুলি হার্টজস্প্রং-এ যে রেখাগুলির সাথে অবস্থিত - রাসেল চিত্রটি কোনওভাবেই তাদের বিবর্তনীয় ট্র্যাককে বোঝায় না। এই রেখাগুলি নির্দেশিত চিত্রের পয়েন্টগুলির লোকস, যেখানে বিভিন্ন জনসাধারণের তারা রয়েছে একই বয়স... যদি আমরা তাত্ত্বিক বিবর্তনের তত্ত্বকে পর্যবেক্ষণের ফলাফলের সাথে তুলনা করতে চাই, তবে সবার আগে বিভিন্ন জনসাধারণ এবং একই রাসায়নিক সংমিশ্রিত তারকাদের জন্য তাত্ত্বিকভাবে "একই বয়সের রেখা" নির্মাণ করা প্রয়োজন। সূত্র (12.3) ব্যবহার করে তার বিবর্তনের বিভিন্ন পর্যায়ে তারার বয়স নির্ধারণ করা যেতে পারে। এই ক্ষেত্রে, চিত্রগুলিতে দেখানো ধরণের স্টার্লার বিবর্তনের তাত্ত্বিক ট্র্যাকগুলি ব্যবহার করা প্রয়োজন। 12.3। ডুমুর মধ্যে। 12.4 আটটি তারার গণনার ফলাফল দেখায় যাদের ভর 5.6 থেকে 2.5 সৌর ভরতে পরিবর্তিত হয়। এই নক্ষত্রগুলির বিবর্তনীয় ট্র্যাকগুলিতে অবস্থানের পয়েন্ট দ্বারা চিহ্নিত করা হয়, যা সম্পর্কিত নক্ষত্রগুলি মূল ক্রমের নীচে প্রান্তে তাদের মূল বিবর্তন থেকে একশ, দু'শ, চারশ এবং আটশ মিলিয়ন বছর সময় নেবে। বিভিন্ন নক্ষত্রের জন্য সংশ্লিষ্ট পয়েন্টগুলির মধ্য দিয়ে যাওয়া বক্ররেখাগুলি হ'ল "একই বয়সের বাঁক"। আমাদের ক্ষেত্রে, গণনাগুলি মোটামুটি বৃহত্তর তারাগুলির জন্য পরিচালিত হয়েছিল। তাদের বিবর্তনের গণনা করা সময়ের ব্যবধানগুলি তাদের "সক্রিয় জীবন" এর কমপক্ষে 75% কভার করে যখন তারা তাদের গভীরতায় উত্পন্ন থার্মোনক্লিয়ার শক্তি নির্গত করে। সবচেয়ে বৃহত্তর তারাগুলির জন্য, বিবর্তন গৌণ সংকোচনের পর্যায়ে পৌঁছে, যা তাদের কেন্দ্রীয় অংশগুলিতে হাইড্রোজেনের সম্পূর্ণ বার্নআউট হওয়ার পরে ঘটে।

যদি আমরা হার্টজস্প্রং - সমুদ্র বয়সের প্রাপ্ত তাত্ত্বিক বক্রের তুলনা করি তরুণ তারকা ক্লাস্টারগুলির জন্য রাসেল ডায়াগ্রাম (চিত্র 12.5 এবং এছাড়াও 1.6 দেখুন), তবে এই ক্লাস্টারের মূল লাইনের সাথে এর আকর্ষণীয় মিলটি অনিচ্ছাকৃতভাবে মারাত্মক। বিবর্তন তত্ত্বের মূল তত্ত্বের সাথে পুরোপুরি মেনে চলুন, যার অধীনে আরও বৃহত্তর তারা মূল অনুক্রমটিকে দ্রুত ছেড়ে দেয়, ডুমুর মধ্যে ডায়াগ্রাম। 12.5 পরিষ্কারভাবে ইঙ্গিত দেয় যে ক্লাস্টারে তারার এই ক্রমের শীর্ষে ডান দিকে বাঁকানো... মূল অনুক্রমের স্থান, যেখানে তারাগুলি এটি থেকে লক্ষণীয়ভাবে বিচ্যুত হতে শুরু করে, এটি হ'ল "নিম্নতর, ক্লাস্টারটি। এই পরিস্থিতি একাই এটিকে বিভিন্ন স্টার ক্লাস্টারের বয়সের সাথে সরাসরি তুলনা করা সম্ভব করে তোলে। পুরানো ক্লাস্টারগুলির জন্য, মূল ক্রমটি বর্ণাল শ্রেণীর এগুলির কাছাকাছি কোথাও কোথাও শেষ হয় অল্প বয়স্ক ক্লাস্টারগুলির জন্য, পুরো মূল ক্রমটি এখনও "অক্ষত", বর্ণাল শ্রেণীর বি এর বিস্তীর্ণ বড় তারা পর্যন্ত উদাহরণস্বরূপ, এই পরিস্থিতিটি এনজিসি 2264 ক্লাস্টারের ডায়াগ্রামে দেখা যায়। 1.6)। প্রকৃতপক্ষে, এই ক্লাস্টারের জন্য গণনা করা একই বয়সের লাইনটি তার বিবর্তনকালকে কেবলমাত্র 1 মিলিয়ন বছর দেয়। সুতরাং, এই গুচ্ছটি প্রাচীন মানব পূর্বপুরুষদের - রামপিথেকসের "স্মৃতিতে" জন্মেছিল ... তারার অনেক পুরাতন একটি গুচ্ছ - প্লিয়েডস, যার চিত্রটি চিত্রটিতে দেখানো হয়েছে। 1.4 এর প্রায় 100 মিলিয়ন বছর সম্পূর্ণ "গড়" বয়স। বর্ণালী ক্লাস বি 7 এর তারাগুলি এখনও সেখানে সংরক্ষিত আছে। তবে হাইডেস ক্লাস্টার (চিত্র দেখুন 1.5) বরং এটি পুরানো - এর বয়স প্রায় এক বিলিয়ন বছর, এবং তাই মূল ক্রমটি কেবলমাত্র ক্লাস এ তারকাদের সাথে শুরু হয়।

নক্ষত্র বিবর্তনের তত্ত্বটি "তরুণ" গুচ্ছগুলির জন্য হার্টজস্প্রং-রাসেল চিত্রের আরও একটি কৌতূহল বৈশিষ্ট্য ব্যাখ্যা করে। মুল বক্তব্যটি হ'ল নিম্ন-ভর বামন নক্ষত্রগুলির জন্য বিবর্তনকাল খুব দীর্ঘ। উদাহরণস্বরূপ, তাদের অনেকগুলি এখনও 10 মিলিয়ন বছর (এনজিসি 2264 ক্লাস্টারের বিবর্তনকালীন) এবং মহাকর্ষীয় কথায় কথায় মহাকর্ষ সংকোচনের পর্যায়ে যেতে পারেনি এমনকি তারাও নন, প্রোটোস্টারও। আমরা জানি, এ জাতীয় অবজেক্টগুলি অবস্থিত ডানে হার্টজস্প্রং থেকে - রাসেল ডায়াগ্রাম (চিত্র 5.2 দেখুন, যেখানে নক্ষত্রের বিবর্তনীয় ট্র্যাকগুলি মহাকর্ষীয় সংকোচনের প্রথম পর্যায়ে শুরু হয়)। সুতরাং, যদি কোনও অল্প বয়স্ক গোষ্ঠীতে, বামন তারকারা মূল সিকোয়েন্সটিতে এখনও "বসেন" না, তবে তারপরের নীচের অংশটি হবে স্থানান্তরিত ডানদিকে, যা পর্যবেক্ষণ করা হয় (চিত্র 1.6 দেখুন)। আমাদের সান, যেমন আমরা উপরে বলেছি যে এটি ইতিমধ্যে তার "হাইড্রোজেন সংস্থানসমূহ" এর একটি লক্ষণীয় অংশ "নিঃশেষিত" হয়েছে, তবুও হার্টজস্প্রং-রাসেল চিত্রের মূল সিকোয়েন্সটি এখনও ছাড়েনি, যদিও এটি প্রায় 5 বিলিয়ন বছর ধরে বিকশিত হচ্ছে। গণনাগুলি দেখায় যে "তরুণ", সম্প্রতি সূর্যের মূল অনুক্রমে "অবতরণ" হয়েছে যা এখনকার চেয়ে 40% কম নির্গমন করেছিল এবং এর ব্যাসার্ধটি আধুনিকের চেয়ে মাত্র 4% কম ছিল এবং পৃষ্ঠের তাপমাত্রা ছিল 5200 কে (বর্তমানে 5700 কে)।

বিবর্তন তত্ত্ব গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলির জন্য হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রামের বৈশিষ্ট্যগুলি সহজেই ব্যাখ্যা করে। প্রথমত, এগুলি খুব পুরানো বস্তু। গ্যালাক্সির বয়সের তুলনায় তাদের বয়স কিছুটা কম। এটি এই চিত্রগুলিতে উপরের প্রধান ক্রম তারকাগুলির প্রায় সম্পূর্ণ অনুপস্থিতি থেকে স্পষ্টভাবে অনুসরণ করে। মূল অনুক্রমের নীচের অংশটি ইতিমধ্যে § 1 হিসাবে উল্লিখিত রয়েছে, সাবডওয়ার্ফগুলি নিয়ে গঠিত। এটি বর্ণালী সম্পর্কিত পর্যবেক্ষণ থেকে জানা যায় যে ভারী উপাদানগুলির মধ্যে সাবডওয়ার্ফগুলি খুব দরিদ্র - "সাধারণ" বামনগুলির তুলনায় তাদের দশগুণ কম হতে পারে। অতএব, গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলির প্রাথমিক রাসায়নিক রচনাটি যে পদার্থ থেকে ওপেন ক্লাস্টারগুলি গঠিত হয়েছিল তার রচনা থেকে উল্লেখযোগ্যভাবে পৃথক ছিল: খুব কম ভারী উপাদান ছিল। ডুমুর মধ্যে। ১২..6 তারার তাত্ত্বিক বিবর্তনীয় ট্র্যাকগুলি উপস্থাপন করে 1.2 টি সৌর (এটি একটি তারাটির ভরয়ের নিকটে যা 6 বিলিয়ন বছরে বিবর্তিত হয়েছিল), তবে বিভিন্ন প্রাথমিক রাসায়নিক সংমিশ্রণ সহ। এটি পরিষ্কারভাবে দেখা যায় যে মূল অনুক্রম থেকে তারা "বাম" হওয়ার পরে, কম ধাতব প্রাচুর্যে একই ধরণের বিবর্তনের আলোকিততা আরও বেশি হবে। একই সময়ে, এই জাতীয় তারার কার্যকর পৃষ্ঠের তাপমাত্রা আরও বেশি হবে।

ডুমুর মধ্যে। ১২.7 ভারী উপাদানগুলির স্বল্প পরিমাণে লো-ভর স্টারগুলির বিবর্তনীয় ট্র্যাকগুলি দেখায়। এই বক্ররেখাগুলিতে, বিন্দুগুলি ছয় বিলিয়ন বছরের বিবর্তনের পরে তারার অবস্থানগুলি নির্দেশ করে। এই পয়েন্টগুলিকে সংযুক্ত করার জন্য আরও ঘন রেখাটি অবশ্যই একই বয়সের রেখা। যদি আমরা এই লাইনটি গ্লোবুলার ক্লাস্টার এম 3 এর জন্য হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রামের সাথে তুলনা করি (চিত্র দেখুন 1.8), তবে এই ক্লাস্টারের তারাগুলি যে রেখার সাথে লাইন দিয়ে চলেছে তার সাথে এই লাইনটির সম্পূর্ণ কাকতালীয় তাত্ক্ষণিকভাবে আকর্ষণীয় হয়।

ডুমুর দেখানো হয়েছে। ১.৮ চিত্রটি দৈত্যের ক্রম থেকে বাম দিকে বিভক্ত একটি অনুভূমিক শাখাও দেখায়। স্পষ্টতই, এটি তারার সাথে গভীরতার সাথে মিলিত হয় যেখানে একটি "ট্রিপল" হিলিয়াম প্রতিক্রিয়া চলছে (সেকশন 8 দেখুন)। সুতরাং, চূড়ান্ত বিবর্তন তত্ত্ব হার্টজস্প্রংয়ের সমস্ত বৈশিষ্ট্য ব্যাখ্যা করে - রাসেল ডায়াগ্রামের গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলির জন্য তাদের "প্রাচীন যুগ" এবং ভারী উপাদানগুলির কম প্রাচুর্য [32]।

কৌতূহলজনকভাবে যথেষ্ট, হাইডস ক্লাস্টারে বেশ কয়েকটি সাদা বামন রয়েছে, তবে প্লাইয়েডসে নেই। উভয় ক্লাস্টার তুলনামূলকভাবে আমাদের নিকটবর্তী, সুতরাং দুটি ক্লাস্টারের মধ্যে এই আকর্ষণীয় পার্থক্যটি বিভিন্ন "দৃশ্যমানতার শর্ত" দ্বারা ব্যাখ্যা করা যায় না। তবে আমরা ইতিমধ্যে জানি যে সাদা বামনগুলি লাল দৈত্যদের চূড়ান্ত পর্যায়ে গঠিত হয়, যার ভর তুলনামূলকভাবে ছোট small অতএব, এই জাতীয় দৈত্যের সম্পূর্ণ বিবর্তনের জন্য, একটি যথেষ্ট সময় প্রয়োজন - কমপক্ষে এক বিলিয়ন বছর। এবার হায়ডস ক্লাস্টারে "পাস", তবে প্লিয়েডে "এখনও আসেনি"। এই কারণেই প্রথম ক্লাস্টারে ইতিমধ্যে একটি নির্দিষ্ট সংখ্যক সাদা বামন রয়েছে, তবে দ্বিতীয়টি নেই।

ডুমুর মধ্যে। 12.8 হার্টজস্প্রংয়ের একটি সংক্ষিপ্ত স্কিমেটিক ডায়াগ্রাম উপস্থাপন করে - রাসেল বেশ কয়েকটি ক্লাস্টারের জন্য, উন্মুক্ত এবং গ্লোবুলার। এই চিত্রটিতে, বিভিন্ন ক্লাস্টারে বয়সের পার্থক্যের প্রভাব স্পষ্টভাবে দৃশ্যমান। সুতরাং, এটি দৃ .় করার জন্য প্রতিটি কারণ রয়েছে যে তারাগুলির কাঠামোর আধুনিক তত্ত্ব এবং এটি ভিত্তিক স্টার্লার বিবর্তন তত্ত্ব সহজেই জ্যোতির্বিজ্ঞানের পর্যবেক্ষণের মূল ফলাফলগুলি ব্যাখ্যা করতে সক্ষম হয়েছিল। নিঃসন্দেহে, এটি বিংশ শতাব্দীর জ্যোতির্বিদ্যার অন্যতম অসামান্য অর্জন।

দ্য স্টারস: তাদের জন্ম, জীবন ও মৃত্যু বইটি থেকে [তৃতীয় সংস্করণ, সংশোধিত] লেখক শক্লোভস্কি আইওসিফ সামিউইলোভিচ

অধ্যায় 3 আন্তঃকেন্দ্রীয় মাধ্যমের গ্যাস-ধুলা কমপ্লেক্স - নক্ষত্রগুলির প্যাঁচা আন্তঃকেন্দ্রীয় মাধ্যমের একটি বৈশিষ্ট্যযুক্ত বৈশিষ্ট্য এটিতে বিভিন্ন ধরণের শারীরিক অবস্থার উপলব্ধ। প্রথমত, অঞ্চলগুলি এইচ আই এবং অঞ্চলগুলি এইচ দ্বিতীয়, জৈবিক তাপমাত্রা পৃথক পৃথক রয়েছে

নিষিদ্ধ টেসলা বইটি থেকে লেখক গোরকভস্কি পাভেল

অধ্যায় 5 প্রোটোস্টার এবং প্রোটোস্টেলার খামগুলির বিবর্তন ধারা 3-তে, আমরা ঘন ঠান্ডা আণবিক মেঘের প্রোটোস্টারগুলিতে ঘনীভবনের সমস্যাটি কিছু বিশদে বিবেচনা করেছি, যার মধ্যে মহাকর্ষীয় অস্থিরতার কারণে, আন্তঃকেন্দ্রের গ্যাস-ধূলিকণা জটিল

থিওরি অফ ইউনিভার্স বইটি থেকে লেখক ইথারনাস

অধ্যায় 8 নক্ষত্রের বিকিরণের শক্তির পারমাণবিক উত্স § 3 আমরা ইতিমধ্যে বলেছি যে সূর্য ও নক্ষত্রের শক্তির উত্স, দৈত্য "মহাজাগতিক" সময়ের ব্যবধানের সময় তাদের আলোকসজ্জা প্রদান করে, বিলিয়নে খুব বেশি বিশাল ভর নক্ষত্রের জন্য গণনা করা হয়

আকর্ষণীয়ভাবে জ্যোতির্বিদ্যা সম্পর্কে বইটি থেকে লেখক টমলিন আনাতোলি নিকোলাভিচ

অধ্যায় 11 স্টার্লার মডেলগুলি Section নং বিভাগে, আমরা নক্ষত্রের ভারসাম্যপূর্ণ অবস্থা বর্ণনা করে সমীকরণের অন্তর্ভুক্ত পরিমাণগুলির মোটামুটি অনুমানের পদ্ধতিটি ব্যবহার করে স্টার্লার ইন্টারিয়ারিয়রের (তাপমাত্রা, ঘনত্ব, চাপ) প্রধান বৈশিষ্ট্যগুলি পেয়েছি। যদিও এই অনুমানগুলি একটি সঠিক ধারণা দেয়

টেন গ্রেট আইডিয়াস অফ সায়েন্স বই থেকে। আমাদের বিশ্ব কীভাবে কাজ করে। লেখক অ্যাটকিন্স পিটার

অধ্যায় 14 ক্লোজ বাইনারি সিস্টেমগুলিতে তারার বিবর্তন পূর্ববর্তী বিভাগে, তারার বিবর্তন কিছু বিশদে বিবেচনা করা হয়েছিল। তবে এটি একটি গুরুত্বপূর্ণ সংরক্ষণ করা প্রয়োজনীয়: আমরা একক, বিচ্ছিন্ন তারাগুলির বিবর্তনের কথা বলছিলাম। নক্ষত্রগুলির বিবর্তন কীভাবে তৈরি হবে

জীবনের বিস্তৃতি এবং মনের অনন্যতা বইটি থেকে? লেখক মোসেভিটস্কি মার্ক আইজাকোভিচ

অধ্যায় 20 পালসার এবং নেবুলি - সুপারনোভের অবশিষ্টাংশ বাস্তবে, এই সিদ্ধান্তটি যে পালসারগুলি দ্রুত নিউট্রন তারা ঘোরানো হয় তা অবাক হওয়ার কোনও কারণ ছিল না। আমরা বলতে পারি এটি পূর্ববর্তী জ্যোতির্বিজ্ঞানের পুরো বিকাশ দ্বারা প্রস্তুত হয়েছিল

দ্য বিগনিং অফ ইনফিনি বইটি থেকে [ব্যাখ্যা যে দুনিয়া বদল করে] ডয়েচ ডেভিড দ্বারা

দ্য রিটার্ন অব টাইম বই থেকে [প্রাচীন মহাজাগতিক থেকে ভবিষ্যতের মহাবিশ্বের দিকে] স্মোলিন লি দ্বারা

ইন্টারস্টেলার বইটি থেকে: বিজ্ঞান বিহাইন্ড দ্য সিনেস লেখক থর্ন কিপ স্টিফেন

1. সূর্য হল তারাগুলির পরিমাপ। তারাগুলি হ'ল সূর্য। সূর্য একটি তারা। সূর্য বিশাল। আর তারকারা? তারাগুলি কীভাবে পরিমাপ করবেন? ওজন জন্য কি ওজন নিতে হবে, ব্যাস পরিমাপের জন্য কি পরিমাপ? সূর্য নিজেই কি এই উদ্দেশ্যে উপযুক্ত হবে - এমন একটি তারা যা সম্পর্কে আমরা সমস্ত আলোকিতের চেয়ে বেশি জানি?

লেখকের বই থেকে

লেখকের বই থেকে

লেখকের বই থেকে

15. সংস্কৃতির বিবর্তন আইডিয়াগুলি যেগুলি বেঁচে থাকে সংস্কৃতি এমন ধারণাগুলির একটি সেট যা কিছু দিক থেকে তাদের বাহকের অনুরূপ আচরণ নির্ধারণ করে। ধারণাগুলি দ্বারা, আমার অর্থ এমন কোনও তথ্য যা কোনও ব্যক্তির মাথায় সংরক্ষণ করা যায় এবং তার আচরণকে প্রভাবিত করে। তাই

লেখকের বই থেকে

মেমসের বিবর্তন আইজাক অসিমভের ক্লাসিক সায়েন্স ফিকশন কাহিনীতে, জোকস্টার, ১৯৫6 সালে রচিত, মূল চরিত্রটি উপাখ্যানগুলি নিয়ে গবেষণা করা একজন বিজ্ঞানী। তিনি আবিষ্কার করেছেন যে যদিও অনেক লোক মাঝে মাঝে মজাদার, মূল মন্তব্য করেন তবে কেউ কখনও করেন না

লেখকের বই থেকে

16. সৃজনশীল চিন্তার বিবর্তন

লেখকের বই থেকে

লেখকের বই থেকে

নিকটতম তারার দূরত্ব নিকটতম (সূর্যের গণনা করা হচ্ছে না) নক্ষত্র, যে পদ্ধতিতে জীবনের উপযোগী কোনও গ্রহ থাকতে পারে তা হ'ল তাউ সিটি। পৃথিবী থেকে এটি ১১.৯ আলোকবর্ষ; অর্থাৎ আলোর গতিতে ভ্রমণ করা, এটি পৌঁছানো সম্ভব হবে